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遅い中性子捕獲過程、すなわちs過程は、恒星、特に漸近巨星分枝星で起こる一連の反応であり、原子核天体物理学において重要な役割を担っている。s過程は、鉄よりも重い原子核の約半分の生成（元素合成）に関与している。
s過程では、種核が中性子を捕獲して、原子量が1つ大きい同位体を形成します。新しい同位体が安定であれば、質量が連続的に増加しますが、不安定であればベータ崩壊が起こり、原子番号が1つ大きい元素が生成されます。この過程は、次の中性子が捕獲される前にこの放射性崩壊が起こるのに十分な時間があるという意味で、遅い（そのためこの名前が付けられています）と言えます。これらの反応を繰り返すことで、核種表のベータ崩壊安定同重体の谷に沿って移動し、安定同位体が生成されます。
s過程は、反応連鎖におけるアルファ崩壊の過程が関与するため、様々な元素や同位体を生成することができる。生成される元素や同位体の相対存在量は、中性子の発生源と、その中性子束が時間とともにどのように変化するかによって決まる。s過程反応連鎖の各分岐は、最終的に鉛、ビスマス、ポロニウムを含むサイクルで終了する。
s過程はr過程とは対照的で、 r過程では連続的な中性子捕獲が急速に起こり、ベータ崩壊よりも速く進行します。自由中性子のフラックスが高い環境ではr過程が優勢であり、 s過程よりも重い元素や中性子過剰同位体が多く生成されます。これら2つの過程を合わせると、鉄よりも重い化学元素の相対存在量の大部分を占めます。
s過程が必要であることは、重元素の同位体の相対存在量と、1956年にハンス・スースとハロルド・ユーリーによって新たに発表された存在量表から明らかになった。[ 1 ]これらのデータはとりわけ、ストロンチウム、バリウム、鉛の存在量のピークを示しており、これらは量子力学と原子核殻モデルによれば、希ガスが化学的に不活性であるのと同様に、特に安定な原子核である。これは、いくつかの豊富な原子核が低速中性子捕獲によって生成されなければならないことを意味し、他の原子核がそのような過程でどのように説明できるかを決定するだけの問題であった。重同位体をs過程とr過程に分配した表は、 1957年の有名なB 2 FHレビュー論文で発表された。[ 2 ]そこでは、 s過程は赤色巨星で起こるとも主張された。驚くべきことに、半減期が420万年を超える同位体を持たない元素テクネチウムは、 1952年にポール・W・メリルによってS型星と炭素星で発見された。[ 3 ] [ 4 ]これらの星は数十億年前のものと考えられていたため、外層大気にテクネチウムが存在することは、そのエネルギー源となる星の内部深部での核融合とは必ずしも関連せず、テクネチウムが最近生成された証拠であった。
鉄の種核から重同位体を時間依存的に生成するための計算可能なモデルは、1961年まで提供されませんでした。[ 5 ]この研究は、天文学者が特定の赤色巨星で観測したバリウムの大きな過剰存在は、全中性子束（単位面積あたりの中性子の数）が適切であれば、鉄の種核から生成できることを示しました。また、中性子束の単一の値では観測されたs過程の存在量を説明できず、広い範囲が必要であることも示しました。特定の束にさらされた鉄の種核の数は、束が強くなるにつれて減少する必要があります。この研究はまた、中性子捕獲断面積と存在量の積の曲線は、B 2 FHがスケッチしたように滑らかに減少する曲線ではなく、むしろ崖のような構造を持っていることを示しました。1970年代にドナルド・D・クレイトンが発表した一連の論文[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ]は、鉄原子核の数に応じて指数関数的に減少する中性子束を利用してs過程の標準モデルとなり、 AGB星の元素合成の詳細が十分に進歩して恒星構造モデルに基づくs過程元素形成の標準モデルとなるまで、その地位を保ちました。中性子捕獲断面積の重要な一連の測定結果は、1965年にオークリッジ国立研究所[ 12 ]から、1982年にカールスルーエ工科大学の原子核物理センター[ 13 ]から報告され、その後、これらの結果によってs過程は今日のような確固たる定量的基盤の上に築かれました。
s過程は、主に漸近巨星分枝星で起こると考えられており、前の世代の星の超新星爆発によって残された鉄原子核が種となっている。爆発的な環境で数秒の時間スケールで起こると考えられているr過程とは対照的に、 s過程は数千年の時間スケールで起こり、中性子捕獲の間に数十年かかると考えられている。s過程が同位体チャート上の元素をより高い質量数に移動させる程度は、基本的に問題の星が中性子を生成できる程度によって決まる。定量的収量も、星の初期存在量分布における鉄の量に比例する。鉄は、この中性子捕獲-ベータマイナス崩壊系列による新元素合成の「出発物質」（または種）である。[ 14 ]
主な中性子源反応は以下のとおりです。
s過程には、主成分と弱成分の2種類がある。主成分は、最も金属量の低い恒星において、 SrやYを超える重元素、そしてPbまでを生成する。主成分の生成場所は、低質量漸近巨星分枝星である。[ 15 ]主成分は、上記の13C中性子源に依存する。 [ 16 ]一方、s過程の弱成分は、鉄族の種核から58Fe 、そしてSrやYまでの元素のs過程同位体を合成し、大質量星におけるヘリウム燃焼と炭素燃焼の終盤に起こる。弱成分は主に22Ne中性子源を利用する。これらの恒星は、最期に超新星爆発を起こし、これらのs過程同位体を星間ガスに放出する。
s過程は、質量数の小さい領域において、いわゆる「局所近似」を用いて近似されることがある。この近似では、s過程経路上の近傍同位体の中性子捕獲断面積の比に、存在比が反比例するとされる。この近似は、その名の通り、質量数が近い同位体に対してのみ局所的に有効であり、段差構造が支配的な魔法数においては無効となる。
s過程中に発生すると予想される中性子束が比較的低い( 1 秒あたり cm 2あたり 10 5～ 10 11 個の中性子のオーダー) ため、この過程ではトリウムやウランなどの重い放射性同位体を生成する能力はありません。 s過程を終了させるサイクルには、安定同位体 Pb-206、207、208、および Bi-209 が含まれます。最後の Bi が別の中性子を捕獲すると Po-210 (または Bi-210m) になり、アルファ崩壊して質量 206 に戻ります。別の中性子が捕獲された場合、211 から 207 へのアルファ崩壊はさらに速くなります。サイクルの最終的な結果は、 2 つのベータ崩壊を伴う4 つの中性子が1 つのアルファ粒子に融合することです。
実際、このサイクルは平衡状態に達しません。なぜなら、二重魔法数である鉛208の中性子断面積が非常に小さいため、その同位体が蓄積され、上の図に示すように、s過程で生成されるビスマスはごくわずかだからです。
他の魔法数も同様の振る舞いをすることがあります。鉄と鉛の間を通過する中性子の魔法数を持つ安定な原子核はSr-Zr（N = 50）とBa-Nd（N = 82）であり、これらの同位体はすべて異常に豊富で、それぞれの元素の中で最も豊富です（極めてまれな放射性ランタン138を除いて、奇数元素の場合のみ）。
星屑は宇宙塵の構成要素の一つです。星屑は、様々な死滅した星からの質量放出中に凝縮した個々の固体粒子です。星屑は太陽系誕生前に星間ガス全体に存在し、太陽系初期の惑星降着円盤に含まれる星間物質から隕石が形成された際に隕石に閉じ込められました。今日では、隕石の中に保存されて発見されています。隕石学者は慣習的にこれらを太陽系前粒子と呼んでいます。s過程が濃縮された粒子は主に炭化ケイ素（SiC）です。これらの粒子の起源は、粒子内の極めて異常な同位体存在比の実験室測定によって実証されています。s過程キセノン同位体の最初の実験的検出は1978年に行われ、[ 17 ]赤色巨星からの星屑にはs過程同位体が濃縮され、ほぼ純粋になるという以前の予測が確認されました。[ 18 ]これらの発見は、天体物理学と太陽系における隕石の起源に関する新たな洞察をもたらした。[ 19 ]炭化ケイ素 (SiC) 粒子はAGB 星の大気中で凝縮し、その星に存在していた同位体存在比を閉じ込める。AGB 星は銀河におけるs過程の主要な場所であるため、SiC 粒子中の重元素は、鉄より重い元素においてほぼ純粋なs過程同位体を含んでいる。この事実は、これらの太陽系形成前の星間塵粒子のスパッタリングイオン質量分析計による研究によって繰り返し実証されている。[ 19 ]いくつかの驚くべき結果により、それら内部のs過程とr過程の存在比は、これまで想定されていたものとは多少異なることが示された。クリプトンとキセノンの同位体を捕捉した実験では、 AGB星の大気中のs過程元素の存在量が時間とともに、あるいは星ごとに変化することが示されており、これはおそらくその星の中性子束の強さ、あるいは温度に関係していると考えられる。これは2000年代におけるs過程研究の最先端分野である。