s-процесс:

http://astronomy.net.ua/data/2007/09/14/ubezhat_ot_krasnogo_giganta.ht ml s - Процесс имеет надежное экспериментальное подтверждение В соответствии с предсказанием модели, опирающейся на механизм медленного последовательного захвата нейтронов, произведение n*сигма Для того, чтобы в звездах эффективно протекал s-процесс необходимы определенные условия. 1. Температура вещества T должна быть больше 108 K для того, чтобы могли происходить ядерные реакции с образованием нейтронов. 2. Плотность нейтронов должна превышать 10(10) см-3. 3. Условия 1 и 2 должны существовать в звезде в течение достаточно продолжительного времени (больше 10(3 )лет), чтобы путем последовательного захвата нейтронов могли образовываться тяжелые ядра. 4. Продукты s-процесса должны эффективно выноситься во внешнюю оболочку звезды и попадать в межзвездную среду без дальнейших ядерных реакций. Основная проблема при описании s-процесса - источник нейтронов. Обычно в качестве источника нейтронов рассматривают две реакции - 13C( альфа,n)16O и 22Ne( альфа,n)25Mg. Для протекания первой реакции требуются условия, при к-рых происходит совместное горение водорода и гелия. В качестве механизма, создающего такие условия, рассматривается соприкосновение конвективной оболочки, в к-рых происходит горение гелия, с богатой водородом внешней оболочкой. Образование нейтронов происходит в следующей цепочке реакций: 12C+p--->13N+y (Q=1.96 МэВ), 13N---->13C+e(+)+нюе(Q = 1МэВ, T1/2=10 мин), 13С+альфа--->16O+n(Q = 2. МэВ). Последняя реакция эффективно происходит при температуре > 10(8)K. Образование нейтронов в реакции 6 22Ne + альфа--> 25Mg + n зависит от наличия 14N в зоне горения гелия (последовательный захват двух альфа частиц и бета распада) образовавшегося ядра 22Na превращает ядро 14N в 22Ne). Для этого необходимо, чтобы в первоначальном веществе звезды, в которой происходит горение гелия, уже присутствовал изотоп 14N. Источником ядер 14N является CNO-цикл. Дополнительным источником нейтронов с плотностью 10(9) - 10(11) н/см3 при T ~ 10(8) K могут быть фотоядерные (фотонейтронные) реакции.... Роль фотонейтронных реакций возрастает с увеличением температуры. Подходящие условия для образования ядер в s-процессе существуют в красных гигантах. За счет s-процесса можно объяснить образование всех элементов вплоть до Z = 83. Ядра с Z = 84 - 89 не имеют стабильных изотопов и являются радиоактивными. Поэтому в s-процессе преодолеть эту область Z невозможно.Для объяснения существования этих ядер с Z = 90 (торий) и Z = 92 (изотопы урана 235U и 238U) предпологают , что они образуются в ходе r-процесс. Распространенность элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа A. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов. Образование этих элементов в результате взаимодействия заряженных частиц сильно подавлено из-за кулоновского барьера. Фактор, к-рый также необходимо принять во внимание, состоит в том, что большинство тяжелых элементов являются в-радиоактивными. По современным представлениям тяжелые элементы образуются в реакциях захвата нейтронов. Обычно различают быстрый (r) и медленный (s) процессы захвата нейтронов (от английских слов rapid и slow). Эти два механизма различаются отношением скорости захвата нейтронов (реакция (n,у )) к скорости в-распада. При условии taub/tau(n,y)<<1в цепочку процессов образования тяжелых элементов будут вовлечены только стабильные и -радиоактивные ядра с большими периодами полураспада. То есть образование элементов будет происходить вдоль долины b-стабильности. Нейтроны добавляются к ядрам последовательно. При этом могут образоваться только сравнительно устойчивые ядра. Ядра с малыми периодами полураспада исчезают раньше, чем они успевают захватить следующий нейтрон. Поэтому ясно, что образование тяжелых элементов должно заканчиваться свинцом и висмутом.(Для к.г и кс.г характерен s- процесс)Схема образования тяжелых элементов в s-процессе. В s-процесс вовлечены также некоторые b--радиоактивные ядра, имеющие большой период полураспада. За исходное ядро взято 56Fe. Показаны изотопы, которые могут образоваться при медленном захвате нейтронов от Z = 26 (Fe) до Z = 33 (As). По современным представлениям примерно половина наблюдаемого количества элементов с A > 60 образуется в результате s-процесса.S-процесс происходит в оболочках красных гигантов, там идёт реакция медленного захвата нейтронов, зависит от соотношения скоростей процессов бета-распада и захвата нейтронов.При условии taub/tau(n,y)>>1в процесс образования тяжелых элементов будет дополнительно вовлечено большое количество bрадиоактивных элементов с короткими периодами полураспада (так называемое "образование r-элементов”).

Скоро эта звезда станет красным гигантом и поглотит бедную планету ...

*** eto Eesti ***

господин SN( вот Вы могли бы и не уточнять кто Вы такой), очень приятно Вас здесь видеть ,это Вам:

http://www.astrogalaxy.ru/349.html http://www.astronet.ru/db/msg/1187160/node3.html http://ru.arxiv.org/PS_cache/astro-ph/pdf/0409/0409323v1.pdf http://www.atlasaerospace.net/newsi-r.htm?id=882 http://www.nature.web.ru/db/msg.html?mid=1188940 http://astro.uni-altai.ru/pub/article.html?id=108 Вот в последнем линке:"Строение и эволюция коричневых карликов:До середины 1990-х годов граница между звездами и планетами представлялась вполне определенной. Наиболее массивной планетой считался Юпитер, масса которого составляет всего 0,001 массы Солнца, а наименьшие среди известных звезд были значительно крупнее: они имели массу около 0,1 солнечной. Однако за последние годы были обнаружены экзопланеты во много раз массивнее Юпитера и близкие к ним по массе мини-звезды. Это потребовало точного определения понятий "звезда" и "планета" на основе физических различий в их эволюции. " Ещё можно найти и почитать журнал "Вокруг света" за этот год( ближе к началу года март или февраль, не за этот месяц), там замечательная статья( про то, как эти карлики ищут, там ещё рассказывают , про то , как определяют расстояния .