S süreci

**S prosesi**, **s süreci** veya **yavaş nötron yakalama süreci**, nükleer astrofizikte özellikle asimptotik dev kol yıldızlarında gerçekleşen bir nükleer reaksiyon serisidir. S-süreci, demirin atom çekirdeğinden daha ağır olan çekirdeklerinin oluşmasının(nükleosentez) yaklaşık yarısından mesuldür.  

S sürecinde, bir tohum atom çekideği nötron yakalayarak atomik kütlesi bir fazla olan bir izotop meydana getirir. Eğer bu izotop stabil yapılı ise kütlesinde bir artış dizisi gerçekleşebilir, lakin yapısı anstabil ise bir beta bozunması meydana gelir ve bir üst atom numarasına sahip elemente dönüşür. Bu süreç bir başka nötronun yakalanmasından önce radyoaktif bozunmaya yeterince zaman bırakacak kadar yavaştır (bu yüzden yavaş olarak nitelendirilmiştir).Bu reaksiyonlar serisi nüklit tablosundaki beta bozunmasına karşı stabil izobarlar vadisinde ilerleyerek stabil izotoplar üretir.  

S süreci ile belirli bir aralıktaki element ve izotoplar üretilebilir çünkü reaksiyon zincirlerinin bir aşamasında alfa bozunumu gerçekleşir. Elde edilen element ve izotopların izafi bollukları, nötron kaynağına ve akısının zaman içindeki değişimine bağlıdır. S süreçlerinin her biri kurşun, bizmut ve polonyum içeren bir döngü ile sonlanır.

S sürecinin aksine r sürecinde, ardışık nötronlar beta bozunması için gereken süreden daha hızlı gerçekleşir. R süreci serbest nötron akısının yüksek olduğu ortamlarda baskındır ve s sürecine kıyasla daha ağır elementler ve nötron bakımından daha zengin izotoplar üretir. Bu iki süreç, demirden daha ağır elementlerin izafi bolluklarının çoğunu açıklamaktadır.

## Tarihçe
1956 senesinde ağır elementlerin izotoplarının izafi bolluğunun ve Hans Suess ve Harold Urey'in yeni yayınladığı elementlerin bollukları tablosunun açıklanması için ihtiyaç olarak görüldü. Diğer şeylerle beraber, bu veriler kuantum mekaniği ve nükleer kabuk modeline göre kimyasal olarak inert olan soy gazlar gibi oldukça kararlı çekirdeklere sahip olan stronsiyum, baryum ve kurşunun bolluk miktarının azami değerlerde olduğunu gösteriyordu. Bu durum, bol miktarda bulunan bazı çekirdeklerin yavaş nötron yakalaması ile oluşmuş olması gerektiği anlamına geliyordu ve artık bu sadece geriye kalan diğer çekirdeklerin hangi süreçlerle açıklanabileceğini tespit etmek meselesiydi. 1957 yılında ağır izotopları s süreci ve r süreci arasında paylaştıran bir tablo, meşhur B<sup>2</sup>FH inceleme makalesinde yayınlandı. Makalede s sürecinin kırmızı dev yıldızlarında da gerçekleştiği savunulmuştu. Özellikle aydınlatıcı bir örnek olarak kullanılan bir olgu da 1952 senesinde Paul W. Merrill tarafından en uzun yarı ömrü 4,2 milyon yıl olan teknesyum elementi s-, M- ve N-tipi yıldızlarda keşfedilmesidir. Bu yıldızların milyarlarca yıl yaşında olduğu düşünüldüğünde dış atmosferindeki teknesyum varlığının yıldızın gücünü temin eden derin iç kısımdaki nükleer füzyonla muhtemelen bağlantılı olmadığı ve orada yeni oluştuğunun delili olduğu kabul edildi.

Ağır izotopların demir tohum atom çekirdeklerinin oluşumunun zamana bağlı karakterlerinin hesaplamasını yapılabilen bir model 1961 yılına kadar bulunamadı. Bu çalışma astronomlarca bazı kırmızı dev yıldızlarında gözlemlenen yüksek miktardaki baryum bolluklarının uygun nöron akısının bulunduğunda demir tohum atom çekirdeklerinden yaratılabileceğini gösteriyordu. Ayırca bu çalışma tek bir nötron akısı değerinin gözlemlenen s süreci bolluğunu açıklayamayacağını, geniş bir aralığın gerekliliğini göstermiştir. Bir akıya maruz kalan demir tohum atom çekirdeklerinin sayısı, akı güçlendikçe azalmalıydı. Bu çalışmanın gösterdiği bir diğer nokta da nötron yakalama enine kesitinin bollukla çarpılması ile elde edilen eğrinin düz bir şekilde düşen bir eğriden ziyade B2FH makalesinin önerdiği gibi *girintili çıkıntılı* *bir yapıda* olduğudur. 1970lerde Donald D. Clayton tarafından yayınlan bir dizi makalesinde ortaya çıkan tohum atom çekirdek sayısı fonksiyonundaki gibi logaritmik azalan nötron akısından faydalanarak s sürecinin standart halini geliştirdi ve AGB-yıldızının nükleosentezinin detayları ortaya çıkıp yıldız yapı modellerine dayalı bir element oluşturma modeli yeterince geliştirilinceye kadar s sürecinin standart modeli olarak kaldı. Nötron yakalama kesitlerine dair önemli ölçüm serileri 1965 yılında Oak Ridge National Laboratuvarından ve 1982 yılında Karlsruhe Nükleer Fizik Merkezinden rapor edildi ve ardından bu verilerle s süreci, bugün sahip olduğu sağlam niceliksel temele oturtuldu.   

## Yıldızlarda
S sürecinin genellikle bir önceki yıldız neslinin süpernovalarından kalan tohum demir atomu çekirdekleri ile asimptotik dev yıldızlarında meydana geldiği düşünülmektedir. Şiddetli ortamlarda saniyelik zaman dilimleri içinde gerçekleştiğine inanılan r sürecinin aksine s sürecinin binlerce yıllık zaman dilimleri içinde gerçekleştiğine ve nötronların yakalanma zamanları arasında onlarca yıl olduğuna inanılmaktadır. S sürecinin izotoplar cetvelinde elementleri daha yüksek kütle numaralarına taşıma kapasitesi, söz konusu yıldızın nötron üretebilime kapasitesine bağlıdır. Nicelik verim aynı zamanda yıldızın baştaki bolluk dağılımındaki demir miktarı ile de orantılıdır. Demir, nötron yakalama ve β<sup>-</sup> bozunma ile yeni elementlerin sentezlediği dizinin "başlangıç materyali" (yani prekürsörü yani öncül ya da tohumu) idir.

Ana nötron kaynağı reaksiyonlar şunlardır:

(reaksiyonları göstermek için gereken şablonlar namevcut.)

Bir unsur ana ve zayıf s süreci bileşenlerini ayırır. S sürecinin ana bileşeni stronsiyum ve itriyumdan kurşuna kadarki ağır elementleri metalce en fakir yıldızlarda üretir. Ana bileşenin üretim yerleri düşük kütleli asimptotik dev kol yıldızlarıdır. Ana bileşen, yukarıda gösterilen 13C nötron kaynağına dayanır. Öte yandan s sürecinin zayıf bileşeni 58F'den stronsiyum ve itriyuma kadarki demir grubu tohum atom çekirdeklerini sentezler ve helyum ve karbon-yakma sürecinin sonuna gelmiş dev yıldızlarda meydana gelir. Ana nötron kaynağı olarak 22Ne'ı kullanır. Bu yıldızlar öldüklerinde süpernovaya dönüşürler ve bu s süreci izotoplarını yıldızlararası gaza saçarlar.

S süreci bazan dar bir kütle numarası bölgesi için "yerel yaklaşıklama" adı verilen ve s süreci yolundaki yakın izotopların bolluk oranının nötron-yakalama enine kesitleri oranına ters orantılı olduğu yöntem kullanılarak yaklaşık olarak modellenir. Bu yaklaşıklama, isminden de anlaşılacağı üzere, sadece yerel olarak yani sadece yakın kütle sayılarına sahip izotoplar için geçerlidir, lakin istisna olan sihirli sayıların bir eşikten sonra yakalama kesit alanı ile nötron bolluğu çarpımının değerinin sert şeklide ekponansiyel olarak azaldığı yapısının hakim olduğu bölgelerde bu geçersizdir.

S sürecinde meydana gelmesi beklenen nötron akısının nispeten düşük olmasından dolayı (saniyede cm2 başına 105 ila 1011 nöron civarında) bu süreç ağır toryum ve uranyum gibi ağır radyoaktif izotopları oluşturamaz. Bu sürecin sonunda döngü şudur:

<sup>209</sup>Bi bir nötron yakalar <sup>210</sup>Bi izotopuna dönüşür. Ardından bu izotop β<sup>−</sup> bozunması ile <sup>210</sup>Po izotopuna dönüşür ve ardından α bozunması ile <sup>206</sup>Pb izotopuna dönüşür:

(reaksiyonlar izharı için ihtiyaç olan şablonlar yoktur.)

Ardından <sup>206</sup>Pb üç nötron yakalayarak <sup>209</sup>Pb izotopuna dönüşür. Bu izotop da β<sup>−</sup> bozunması ile <sup>209</sup>Bi izotopuna dönüşerek döngüyü tekrar başlatır:

(reaksiyonların ekspozisyonu için nesesite olan modeller yoktur.)

Dolayısıyla bu döngünün net sonucu 4 nötronun bir alfa parçacığı, iki elektron, iki elektron karşı-nötrino ve gama radyasyonuna dönüşmesidir:

(şablon yok)

Böylece süreç, en ağır "stabil" element olan bizmutta ve bizmuttan sonraki ilk non-primordiyal element olan polonyumda nihayet bulur. Bizmut aslında birazcık radyoaktiftir, lakin yarı ömrü çok uzundur - evrenin günümüzdeki yaşının milyar katı- ki herhangi bir yıldızın ömrü boyunca fiilen kararlıdır. Polonyum-210 ise 138 günlük bir yarı ömre sahiptir ve bozunarak Kurşun-206 izotopuna dönüşür.

## Yıldız tozlarında
Yıldız tozu, kozmik tozun bir parçasıdır. Yıldız tozu, çoktan ölmüş muhtelif yıldızların kütle kaybı sırasında kondanse olmuş tekil katı tanelerdir. Yıldızlararası gazın her yerinde, Güneş Sisteminin doğumundan önce de vardı ve erken Güneş Sistemindeki gezegensel akümülasyon  diskinin içindeki yıldızlararası maddeden terkip eden meteoritlerin içinde hapsoldu. Günümüzde bu gazlar meteoritlerde görünürler ve korunmuşlardır. Meteoritikçiler bunları genellikle presolar tanecikler olarak adlandırırlar. S süreci bu tanecikleri özellikle silisyum karbür (SiC) açısından zenginleştirmiştir. Bu taneciklerin orijinleri, tanecik içindeki son derece sıra dışı izotop bolluk oranlarının laboratuvarda ölçülmesi ile ortaya çıkarılmaktadır. S süreci ksenon izotopları üzerine ilk deneysel tespit 1978 yılında yapıldı ve bu kızıl dev yıldızlarından gelen yıldız tozunun s süreci ile izotopları neredeyse saf hale gelecek kadar zenginleştirdiğine dair tahminleri doğruladı. Bu keşifler astrofizik ve Güneş sistemindeki meteorların orijinine dair yeni bir bakış açısı getirdi. Silisyum karbür tanecikleri AGB yıldızlarının atmosferinde kondanse olur ve bunun sonucunda o yıldızlardaki var olan izotopik bolluk oranlarını hapseder. Galaksideki s sürecinin esas bölgesi AGB yıldızları olduğu için SiC taneciklerindeki ağır elementler, demirden daha ağır olanlarda neredeyse saf s süreci izotopları içermektedir. Bu olgu püskürtme-iyon kütle spektrometrisi (sputtering-ion mass spectrometer) ile presolar yıldız tozu tanecikleri üzerine yapılan çalışmalar ile defalarca kanıtlanmıştır. Birkaç şaşırtıcı sonuç, içlerindeki s süreci ve r süreci bolluk oranlarının daha önce varsayılandan farklı olduğunu göstermiştir. Ayrıca hapsolmuş kripton ve ksenon izotopları, AGB yıldızlarının atmosferindeki s süreci bolluklarının muhtemelen yıldızdaki nötron akısı şiddeti veya belki sıcaklık ile bağlantılı olarak zamanla veya yıldızdan yıldıza değiştiğini göstermiştir. Bu 2000li yıllardaki s süreci çalışmalarının öncüsüdür.

## Ayrıca bakınız

* Nükleosentez
* R süreci
* P süreci

## Dipnot

## Kaynakça