r-процесс - r-process

редактировать
Путь нуклеосинтеза

В ядерной астрофизике, быстрый захват нейтронов процесс, также известный как r-процесс, представляет собой набор ядерных реакций, который отвечает за создание примерно половины атомные ядра тяжелее железа ; «тяжелые элементы», а другая половина создается p-процессом и s-процессом. R-процесс обычно синтезирует наиболее нейтронно-богатые стабильные изотопы каждого тяжелого элемента. R-процесс обычно позволяет синтезировать четыре самых тяжелых изотопа каждого тяжелого элемента, а два самых тяжелых изотопа, которые называются ядрами только для r, могут быть созданы только с помощью r-процесса. Пики содержания для r-процесса возникают около массовых чисел A = 82 (элементы Se, Br и Kr), A = 130 (элементы Te, I и Xe) и A = 196 (элементы Os, Ir и Pt).

r-процесс влечет за собой последовательность быстрых захватов нейтронов (отсюда и название) одним или несколькими тяжелыми затравочными ядрами, обычно начинающимися с ядер в пике численности с центром на Fe. Захваты должны быть быстрыми в том смысле, что у ядер не должно быть времени для радиоактивного распада (обычно через β-распад) до того, как другой нейтрон прибудет для захвата. Эта последовательность может продолжаться до предела стабильности ядер, все более богатых нейтронами (нейтронная граница ), чтобы физически удерживать нейтроны под действием ядерной силы ближнего действия. Следовательно, r-процесс должен происходить в местах, где существует высокая плотность свободных нейтронов. Ранние исследования предполагали, что для температуры около 1GK потребуется 10 свободных нейтронов на см, чтобы согласовать точки ожидания, в которых нейтроны больше не могут быть захвачены, с атомными номерами пиков содержания для ядер r-процесса. Это составляет почти грамм свободных нейтронов на каждый кубический сантиметр - удивительное количество, требующее экстремальных мест. Традиционно это предполагало выброс вещества из повторно расширенного ядра сверхновой звезды с коллапсом ядра, как часть нуклеосинтеза сверхновой или декомпрессии вещества нейтронной звезды, выброшенной двойной звездой нейтронная звезда слияние. Относительный вклад этих источников в астрофизическое изобилие элементов r-процесса является предметом текущих исследований.

Ограниченная серия захватов нейтронов, подобная r-процессу, происходит в незначительной степени в термоядерном оружии. взрывы. Это привело к открытию элементов эйнштейний (элемент 99) и фермий (элемент 100) в ядерном оружии выпадения.

r-процесс контрастирует с s-процесс, другой преобладающий механизм производства тяжелых элементов, которым является нуклеосинтез посредством медленных захватов нейтронов. S-процесс в основном происходит в пределах обычных звезд, в частности звезд AGB, где нейтронный поток достаточен для повторения захвата нейтронов каждые 10–100 лет, что слишком медленно для r-процесса, который требует 100 снимков в секунду. S-процесс является вторичным, что означает, что он требует, чтобы ранее существовавшие тяжелые изотопы в качестве зародышевых ядер были преобразованы в другие тяжелые ядра посредством медленной последовательности захвата свободных нейтронов. Сценарии r-процесса создают свои собственные зародышевые ядра, поэтому они могут действовать в массивных звездах, не содержащих тяжелых зародышевых ядер. Взятые вместе, r- и s-процессы объясняют почти все содержание химических элементов тяжелее железа. Исторической проблемой было найти физические параметры, подходящие для их временных масштабов.

Содержание

  • 1 История
  • 2 Ядерная физика
  • 3 Астрофизические объекты
  • 4 Примечания
  • 5 Ссылки

История

После новаторских исследований в Большой Взрыв и образование гелия в звездах, неизвестный процесс, ответственный за производство более тяжелых элементов, обнаруженных на Земле, из водорода и гелия, как предполагалось. Одна из первых попыток объяснения была предпринята Чандрасекар и Луи Р. Хенрихом, которые постулировали, что элементы производятся при температурах от 6 × 10 до 8 × 10 К. Их теория учитывала элементы вплоть до хлора, хотя не было никакого объяснения для элементов с атомной массой тяжелее 40 а.е.м. при значительных количествах. Это стало основой исследования Фреда Хойла, который выдвинул гипотезу о том, что условия в ядре коллапсирующих звезд позволят осуществить нуклеосинтез остальной части элементов за счет быстрого захвата плотно упакованных свободных нейтронов. Однако оставались без ответа вопросы о равновесии в звездах, которое требовалось для уравновешивания бета-распада и точного учета содержания элементов, которые могли бы образоваться в таких условиях.

Необходимость в физическом настройка, обеспечивающая быстрый захват нейтронов, которая, как было известно, почти наверняка играет роль в образовании элементов, также была замечена в таблице содержания изотопов тяжелых элементов Хансом Зюссом и Гарольд Ури в 1956 году. Их таблица содержания выявила превышение среднего содержания природных изотопов, содержащих магическое число нейтронов, а также пики содержания примерно на 10 а.е.м. легче, чем стабильные ядра, содержащие магические числа нейтронов, которые также были в изобилии, предполагая, что образовались богатые радиоактивными нейтронами ядра с магическими числами нейтронов, но примерно на десять протонов меньше. Эти наблюдения также подразумевают, что быстрый захват нейтронов происходит быстрее, чем бета-распад, и результирующие пики содержания были вызваны так называемыми точками ожидания при магических числах. Этот процесс, быстрый захват нейтронов богатыми нейтронами изотопами, стал известен как r-процесс, тогда как s-процесс получил название из-за характерного для него медленного захвата нейтронов. Таблица феноменологического распределения тяжелых изотопов между s-процессами и r-изотопами была опубликована в 1957 году в обзорной статье BFH, в которой был назван r-процесс и описана физика, которая им руководит. Alastair GW Cameron также опубликовал небольшое исследование r-процесса в том же году.

Стационарный r-процесс, описанный в статье BFH, был впервые продемонстрирован в расчетах, зависящих от времени. в Caltech Филиппа А. Сигера, Уильяма А. Фаулера и Дональда Д. Клейтона, которые обнаружили, что ни один временной снимок не соответствовал содержанию солнечного r-процесса, но это при наложении действительно позволило успешно охарактеризовать распределение содержания r-процесса. Распределения с более коротким временем подчеркивают распространенность при атомном весе меньше A = 140, тогда как распределения с более длительным временем подчеркивают содержание с атомным весом больше A = 140. Последующие обработки r-процесса усилили эти временные особенности. Seeger et al. также смогли построить более количественное соотношение между s-процессом и r-процессом в таблице содержания тяжелых изотопов, тем самым установив более надежную кривую содержания для изотопов r-процесса, чем удалось определить BFH. Сегодня содержания r-процесса определяют с использованием их техники вычитания более надежных изотопных содержаний s-процесса из общего содержания изотопов и приписывания остатка нуклеосинтезу r-процесса. Эта кривая содержания r-процесса (в зависимости от атомного веса) на протяжении многих десятилетий служила целью для теоретических вычислений содержаний, синтезированных с помощью физического r-процесса.

Создание свободных нейтронов путем захвата электронов во время быстрого коллапса до высокой плотности ядра сверхновой вместе с быстрой сборкой некоторых богатых нейтронами зародышевых ядер превращает r-процесс в процесс первичного нуклеосинтеза, то есть процесс, который может произойти даже в звезде, изначально состоящей из чистого H и He, в отличие от обозначения BFH как вторичного процесса, основанного на уже существующем железе. Первичный звездный нуклеосинтез начинается раньше в галактике, чем вторичный нуклеосинтез. В качестве альтернативы, высокая плотность нейтронов внутри нейтронных звезд была бы доступна для быстрой сборки в ядра r-процесса, если столкновение должно было выбросить части нейтронной звезды, которая затем быстро расширяется, освобождаясь от ограничения. Эта последовательность могла также начаться раньше в галактическое время, чем s-процесс нуклеосинтеза; так что каждый сценарий соответствует более раннему росту распространенности r-процессов в галактике. Каждый из этих сценариев является предметом активных теоретических исследований. Наблюдательные доказательства раннего r-процесса обогащения межзвездного газа и последующего образования вновь образованных звезд применительно к эволюции обилия звезд в галактике были впервые представлены Джеймсом В. Трураном в 1981 году. Он и последующие астрономы показали, что Характер содержания тяжелых элементов в самых ранних бедных металлами звездах соответствовал форме кривой солнечного r-процесса, как если бы компонент s-процесса отсутствовал. Это согласуется с гипотезой о том, что s-процесс еще не начал обогащать межзвездный газ, когда эти молодые звезды, лишенные содержания s-процесса, родились из этого газа, поскольку для s-процесса требуется около 100 миллионов лет галактической истории. чтобы начать, тогда как r-процесс может начаться через два миллиона лет. Эти звездные композиции, бедные s-процессами и богатые r-процессами, должны были родиться раньше, чем любой s-процесс, показывая, что r-процесс возникает из быстро эволюционирующих массивных звезд, которые становятся сверхновыми и оставляют остатки нейтронных звезд, которые могут сливаться с еще одна нейтронная звезда. Таким образом, первичная природа раннего r-процесса проистекает из наблюдаемых спектров содержания в старых звездах, которые родились рано, когда галактическая металличность была еще небольшой, но которые, тем не менее, содержат свой набор ядер r-процесса.

Периодическая таблица, показывающая космогенное происхождение каждого элемента. Элементы тяжелее железа, берущие начало в сверхновых, как правило, образуются в результате r-процесса, который приводится в действие нейтронными вспышками сверхновых

Любая интерпретация, хотя и поддерживается экспертами по сверхновым, еще не дала полностью удовлетворительного расчета r- изобилие процессов, потому что общая проблема огромна в числовом отношении, но существующие результаты подтверждают это. В 2017 году новые данные о r-процессе были обнаружены, когда гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Virgo обнаружили слияние двух нейтронных звезд, выбрасывающих материю r-процесса. См. Астрофизические сайты ниже.

Примечательно, что r-процесс отвечает за нашу естественную когорту радиоактивных элементов, таких как уран и торий, а также за самые богатые нейтронами изотопы каждого тяжелого элемента.

Ядерная физика

Есть три возможных места для нуклеосинтеза r-процесса, где, как считается, существуют требуемые условия: маломассивные сверхновые, сверхновые типа II и нейтронные звезды слияния.

Сразу после сильного сжатия электронов в сверхновой типа II, бета-минус-распад блокируется. Это связано с тем, что высокая плотность электронов заполняет все доступные состояния свободных электронов до энергии Ферми, которая превышает энергию бета-распада ядра. Однако ядерный захват этих свободных электронов все еще происходит и вызывает усиление нейтронизации вещества. Это приводит к чрезвычайно высокой плотности свободных нейтронов, которые не могут распадаться, порядка 10 нейтронов на см) и высоким температурам. По мере того, как это повторно расширяется и охлаждается, захват нейтронов все еще существующими тяжелыми ядрами происходит намного быстрее, чем бета-минус-распад. Как следствие, r-процесс идет вверх вдоль линии нейтронного потока , и образуются очень нестабильные ядра, богатые нейтронами.

Три процесса, которые влияют на подъем нейтронной капельной линии: заметное уменьшение сечения захвата нейтронов в ядрах с закрытыми нейтронными оболочками, тормозящий процесс фотодезинтеграции и степени ядерной стабильности в области тяжелых изотопов. Захват нейтронов в r-процессе нуклеосинтеза приводит к образованию богатых нейтронами, слабосвязанных ядер с энергиями отделения нейтронов до 2 МэВ. На этом этапе достигаются замкнутые нейтронные оболочки при N = 50, 82 и 126, и захват нейтронов временно приостанавливается. Эти так называемые точки ожидания характеризуются повышенной энергией связи по сравнению с более тяжелыми изотопами, что приводит к низким сечениям захвата нейтронов и накоплению полумагических ядер, более устойчивых к бета-распаду. Кроме того, ядра за пределами закрытия оболочки восприимчивы к более быстрому бета-распаду из-за их близости к капельной линии; для этих ядер бета-распад происходит до дальнейшего захвата нейтронов. Затем ядрам в точке ожидания дают возможность бета-распада в сторону стабильности до того, как может произойти дальнейший захват нейтронов, что приведет к замедлению или остановке реакции.

Снижение ядерной стабильности завершает r-процесс, когда его самые тяжелые ядра становятся нестабильными до спонтанного деления, когда общее количество нуклонов приближается к 270. Барьер деления может быть достаточно низким до 270, так что захват нейтронов может вызвать деление вместо того, чтобы продолжать движение вверх по капельной линии нейтронов. После уменьшения потока нейтронов эти очень нестабильные радиоактивные ядра претерпевают быструю последовательность бета-распадов, пока не достигнут более стабильных, богатых нейтронами ядер. В то время как s-процесс создает изобилие стабильных ядер с закрытыми нейтронными оболочками, r-процесс в нейтронно-богатых ядрах-предшественниках создает изобилие радиоактивных ядер примерно на 10 а.е.м. ниже пики s-процесса после их восстановления до стабильности.

r-процесс также происходит в термоядерном оружии и был ответственен за первоначальное открытие богатых нейтронами почти стабильных изотопов актинидов например, плутоний-244 и новые элементы эйнштейний и фермий (атомные номера 99 и 100) в 1950-х годах. Было высказано предположение, что множественные ядерные взрывы позволят достичь острова стабильности, поскольку затронутые нуклиды (начиная с урана-238 в качестве зародышевых ядер) не успеют полностью перейти в бета-распад до быстро спонтанно делящиеся нуклиды на линии бета-стабильности перед поглощением большего количества нейтронов в следующем взрыве, что дает возможность достичь богатых нейтронами сверхтяжелых нуклидов, таких как copernicium -291 и -293, период полураспада которых должен составлять столетия или тысячелетия.

Астрофизические участки

Наиболее вероятным участком-кандидатом для r-процесса долгое время был Предполагается, что это коллапс ядра сверхновая (спектральные типы Ib, Ic и II), которые могут обеспечить необходимые физические условия для r-процесса. Однако очень низкое содержание ядер r-процесса в межзвездном газе ограничивает количество, которое каждое из них может выбросить. Для этого требуется, чтобы либо только небольшая часть сверхновых выбрасывала ядра r-процесса в межзвездную среду, либо каждая сверхновая выделяла только очень небольшое количество материала r-процесса. Выброшенный материал должен быть относительно богатым нейтронами, условие, которое было трудно достичь в моделях, так что астрофизики по-прежнему обеспокоены их адекватностью для успешных результатов r-процесса.

В 2017 году совершенно новые астрономические данные о r-процессе были обнаружены в данных о слиянии двух нейтронных звезд. Используя данные гравитационных волн, записанные в GW170817, чтобы определить место слияния, несколько команд наблюдали и изучили оптические данные слияния, обнаружив спектроскопические свидетельства материала r-процесса, выброшенного сливающимися нейтронными звездами. Основная масса этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: горячие синие массы высокорадиоактивного r-процесса вещества тяжелых ядер с более низким диапазоном масс (A < 140 such as стронций ) и более холодные красные массы с более высоким массовым числом r. -процессные ядра (A>140), богатые актинидами (такими как уран, торий и калифорний ). При высвобождении из-за огромного внутреннего давления нейтронной звезды эти выбросы расширяются и образуют зародышевые тяжелые ядра, которые быстро захватывают свободные нейтроны и излучают обнаруженный оптический свет в течение примерно недели. Такая длительность свечения была бы невозможна без нагрева за счет внутреннего радиоактивного распада, который обеспечивают ядра r-процесса вблизи их точек ожидания. Две различные области масс (A < 140 and A>140) для выходов r-процесса были известны с момента первых зависимых от времени вычислений r-процесса. Из-за этих спектроскопических особенностей утверждается, что такой нуклеосинтез в Млечном Пути был в первую очередь выбросом от слияния нейтронных звезд, а не от сверхновых.

Эти результаты предлагают новую возможность для прояснения шестидесятилетней неопределенности в отношении место происхождения ядер r-процесса. Подтверждение актуальности для r-процесса заключается в том, что именно радиогенная энергия от радиоактивного распада ядер r-процесса поддерживает видимость этих выделенных фрагментов r-процесса. Иначе они быстро потускнели бы. Такие альтернативные места были впервые серьезно предложены в 1974 г. как разуплотняющая материя нейтронной звезды. Было высказано предположение, что такое вещество выбрасывается из нейтронных звезд, сливающихся с черными дырами в компактных двойных системах. В 1989 г. (и 1999 г.) этот сценарий был расширен на слияние двойных нейтронных звезд (двойная звездная система из двух сталкивающихся нейтронных звезд). После предварительной идентификации этих сайтов сценарий был подтвержден в GW170817. Современные астрофизические модели предполагают, что в результате слияния одной нейтронной звезды могло возникнуть от 3 до 13 земных масс золота.

Примечания

Ссылки

Последняя правка сделана 2021-06-03 03:44:06
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте