R-prosessi

R-prosessi ( englannin  kielestä rapid  - "fast") tai nopea neutronien sieppausprosessi  on prosessi, jossa raskaampia ytimiä muodostuu kevyemmistä neutronien sieppaamalla peräkkäin reaktioiden aikana .

Neutronien sieppaus jatkuu niin kauan kuin neutronien sieppausnopeus on suurempi kuin isotoopin hajoamisnopeus . Sitten atomi käy läpi β - hajoamisen ja neutronien sieppaus jatkuu.

Löytöhistoria

Vuonna 1956 Hans Suess ja Harold Urey julkaisivat taulukon kemiallisten alkuaineiden runsaudesta . Tämä taulukko osoitti jonkin nopean neutronien sieppausreaktion olemassaolon, koska siinä olevien raskaiden alkuaineiden suhteellinen runsaus oli melko korkea. Korkeat germanium- , ksenon- ja platinapitoisuudet voisivat olla olemassa vain, jos raskaiden alkuaineiden radioaktiivisten isotooppien neutronien sieppausnopeus ylittää näiden samojen alkuaineiden β-hajoamisnopeuden . Ydinkuoriteorian mukaan radioaktiivisten ytimien täytyy hajota yllä lueteltujen alkuaineiden isotoopeiksi, joihin ei voida lisätä ylimääräisiä neutroneja. Yllä lueteltujen ytimien suhteellisen suuresta määrästä seuraa, että myös muut alkuaineet voivat osallistua vastaaviin neutronien sieppausreaktioihin. Prosesseja, joissa isotooppeja, myös runsaasti neutroneja, sieppaavat nopeasti neutroneja, kutsutaan r-prosesseiksi ( englanniksi  rapid  - fast). Raskas isotoopin runsaustaulukko, joka fenomenologisesti erottaa s-prosessit ja r-prosessit, julkaistiin ensimmäisen kerran vuonna 1957 Marguerite Burbidgen , Geoffrey Burbidgen , William Fowlerin ja Fred Hoylen katsauksessa [1] . Tämä tärkeä teos tunnetaan nimellä B 2 FH (tekijöiden nimien mukaan). Se kuvasi näiden prosessien fysiikkaa ja antoi niille nimen. B2FH sisälsi myös tähtien nukleosynteesin teorian ja muotoili joitain modernin ydinastrofysiikan pääideoita .

Philip Seeger , William Fowler ja Donald Clayton simuloivat B 2 FH :ssa kuvatun r-prosessin ensin onnistuneesti numeerisesti Caltechissa , jotka laskivat mukana olevien alkuaineiden runsauden ja osoittivat myös prosessin kehityksen ajan myötä. He onnistuivat myös mallintamaan tarkemmin raskaiden isotooppien s- ja r-prosessien eroja ja siten saamaan tarkempaa tietoa r-prosesseissa muodostuneiden isotooppien runsaudesta kuin B 2 FH:ssa.

Suurin osa nikkeliä raskaampien alkuaineiden neutroneja sisältävistä isotoopeista muodostuu (joko yksinomaan tai osittain) r-prosessien peräkkäisen neutronien sieppauksen tuloksena saatujen erittäin radioaktiivisten isotooppien β - hajoamisen seurauksena.

Ydinreaktiot

R-prosessin kulku tähdissä

Todennäköiset olosuhteet r-prosessin esiintymiselle tähdissä:

• Supernovaräjähdyksen aikana syntynyt iskuaalto , joka kulkee helium- ja neonkerroksen läpi, aiheuttaa reaktion vaaditulla neutronipitoisuudella.
• Massiivisen tähden, joka on esisupernovavaiheessa, keskiosa sisältää suuren määrän neutroneja ja -hiukkasia, jotka syntyvät raudan valohajoamisen aikana evoluution viimeisessä vaiheessa. Tällaisen tähden keskellä luodaan olosuhteet elementtien räjähdysmäiselle synteesille.

Neutronien vapautuminen elektronien sieppauksesta supernovaytimen romahduksen aikana yhdessä aineen tiheyden lisääntymisen kanssa tekevät r-prosessista pääprosessin, joka voi tapahtua jopa tyypin III tähdissä , jotka koostuvat kokonaan vedystä ja heliumista . . Tämä eroaa jonkin verran r-prosessin roolista vähäisenä ja rautaa vaativana prosessina, kuten kuvataan B2FH:ssa.

Katso myös

• s-prosessi
• alfa-prosessi
• rp-prosessi
• p-prosessi
• ydinreaktio

Linkit

• B.C. Ishanov , I. M. Kapitonov , I. A. Tutyn . Reaktiot neutronien vaikutuksen alaisena r-prosessi (27. helmikuuta 2009). Haettu: 26. kesäkuuta 2010. (määrätön)
• R. Reifarth, C. Lederer, F. Käppeler. Neutronireaktiot astrofysiikassa  //  Journal of Physics G: Ydin- ja hiukkasfysiikka. - 2014. - Vol. 41 . — P. 053101 . - arXiv : 1403.5670 .
• Thielemann, F.-K.; et ai. (2011). "Mitkä ovat astrofysikaaliset paikat r - prosessille ja raskaiden alkuaineiden tuotannolle?". Edistystä hiukkas- ja ydinfysiikassa . 66 (2): 346-353. Bibcode : 2011PrPNP..66..346T . DOI : 10.1016/j.ppnp.2011.01.032 .

Muistiinpanot

1. ↑ Burbidge EM , Burbidge GR , Fowler WA , Hoyle F. Synthesis of the Elements in Stars  //  Reviews of Modern Physics. - 1957. - Voi. 29 , ei. 4 . - s. 547-650 . - doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . - .

Sanakirjat ja tietosanakirjat	iso kiinalainen Britannica (verkossa)