Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

р-ядра ( р обозначает протон -Rich) некоторые протоны-богатых, встречающиеся в природе изотопы некоторых элементов между селеном и ртутью включительно , которые не могут быть получены либо в втор- или в г-процессе .

Определение [ править ]

Часть таблицы нуклидов, показывающая некоторые стабильные или почти стабильные s-, r- и p-ядра.

Классические новаторские работы Бербиджа, Бербиджа, Фаулера и Хойла (1957) [1] и AGW Cameron (1957) [2] показали, как большинство естественных нуклидов, помимо элементарного железа, может быть получено двумя видами процессы захвата нейтронов , s- и r-процессы. Некоторые богатые протонами нуклиды, встречающиеся в природе, не достигаются в этих процессах, и поэтому для их синтеза требуется как минимум один дополнительный процесс. Эти ядра называются р-ядрами .

Поскольку определение p-ядер зависит от текущих знаний о s- и r-процессах (см. Также нуклеосинтез ), исходный список из 35 p-ядер может быть изменен с годами, как указано в таблице ниже. Так , например, признано , что сегодня содержания из 152 Gd и 164 Er содержат , по меньшей мере , сильные вклады от втор-процесса . [3] Это также относится к 113 In и 115 Sn, которые дополнительно могут быть получены в r-процессе в небольших количествах. [4]

В долгоживущих радионуклидов 92 Nb, 97 Tc, 98 Tc и 146 Sm не относятся к числу классически определенных р-ядер , поскольку они больше не встречаются в природе на Земле. Однако согласно приведенному выше определению они также являются p-ядрами, потому что они не могут образоваться ни в s-, ни в r-процессах. Обнаружив продукты их распада в пресолнечных зернах, можно сделать вывод, что в солнечной туманности присутствовали как минимум 92 Nb и 146 Sm . Это дает возможность оценить время, прошедшее с момента последнего образования этих p-ядер до образования Солнечной системы . [5]

p-ядра очень редки. Те изотопы элемента, которые являются p-ядрами, обычно в десять или тысячу раз менее распространены, чем другие изотопы того же элемента. Содержание p-ядер может быть определено только геохимическими исследованиями и анализом метеоритного материала и досолнечных зерен . Их невозможно идентифицировать в звездных спектрах . Таким образом, сведения о содержании p-ядер ограничены знаниями Солнечной системы, и неизвестно, являются ли солнечные содержания p-ядер типичными для Млечного Пути . [6]

Список p-ядер
НуклидКомментарий
74 Se
78 крдолгоживущий радионуклид
84 Sr
92 Nbдолгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
92 Пн
94 Пн
97 Тсдолгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
98 Тсдолгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
96 руб.
98 руб.
102 Pd
106 кд
108 кд
113 В(частично) сделано в s-процессе? Вклады r-процесса?
112 Sn
114 Sn
115 Sn(частично) сделано в s-процессе? Вклады r-процесса?
120 Те
124 Xe
126 Xe
130 Baдолгоживущий радионуклид
132 Ba
138 Ладолгоживущий радионуклид; сделано в ν-процессе
136 CE
138 CE
144 см
146 смдолгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
152 Gdдолгоживущий радионуклид; (частично) сделано в s-процессе?
156 Дн
158 Дн
162 Er
164 Er(частично) сделано в s-процессе?
168 Yb
174 Hfдолгоживущий радионуклид
180 м Ta(частично) сделано в ν-процессе; Вклады s-процесса?
180 Втдолгоживущий радионуклид
184 Ос
190 Птдолгоживущий радионуклид
196 рт.

Происхождение p-ядер [ править ]

Астрофизическое производство р-ядер еще не полностью изучено. Согласно современным компьютерным моделям, предпочтительный γ-процесс (см. Ниже) в сверхновых с коллапсом ядра не может произвести все p-ядра в достаточном количестве . Вот почему дополнительные механизмы производства и астрофизические сайты исследуются, как описано ниже. Также возможно, что существует не только один процесс, ответственный за все p-ядра, но что различные процессы в ряде астрофизических центров производят определенные диапазоны p-ядер. [7]

При поиске соответствующих процессов, создающих p-ядра, обычно определяют возможные механизмы (процессы) образования и затем исследуют их возможную реализацию в различных астрофизических областях. Та же логика применяется в обсуждении ниже.

Основы производства р-нуклидов [ править ]

В принципе, существует два способа производства нуклидов, богатых протонами : путем последовательного добавления протонов к нуклиду (это ядерные реакции типа (p, γ) или путем удаления нейтронов из ядра посредством последовательностей фотодезинтеграций типа (γ, n ). [6] [7]

В условиях, встречающихся в астрофизической среде, трудно получить p-ядра посредством захвата протонов, потому что кулоновский барьер ядра увеличивается с увеличением числа протонов . Протону требуется больше энергии для включения ( захвата ) в ядро ​​атома, когда кулоновский барьер выше. Доступная средняя энергия протонов определяется температурой звездной плазмы.. Однако повышение температуры также ускоряет фотодезинтеграцию (γ, p), которая противодействует захватам (p, γ). Единственная альтернатива, позволяющая избежать этого, - иметь очень большое количество доступных протонов, так что эффективное количество захватов в секунду будет большим даже при низкой температуре. В крайних случаях (как обсуждается ниже) это приводит к синтезу чрезвычайно короткоживущих радионуклидов, которые распадаются до стабильных нуклидов только после прекращения улавливания. [6] [7]

Соответствующие комбинации температуры и плотности протонов в звездной плазме должны быть исследованы в поисках возможных механизмов образования p-ядер. Дополнительные параметры - это время, доступное для ядерных процессов, а также количество и тип изначально присутствующих нуклидов ( зародышевых ядер ).

Возможные процессы [ править ]

P-процесс [ править ]

Основная статья: p-процесс

Предполагается, что в p-процессе р-ядра образовались в результате нескольких захватов протонов стабильными нуклидами. Затравочные ядра возникают в результате s- и r-процесса и уже присутствуют в звездной плазме. Как указано выше, существуют серьезные трудности при объяснении всех p-ядер с помощью такого процесса, хотя изначально предлагалось достичь именно этого. [1] [2] [6] Позже было показано, что требуемые условия не достигаются в звездах или звездных взрывах. [8]

Исходя из его исторического значения, термин p-процесс иногда небрежно используется для любого процесса, синтезирующего p-ядра, даже если не происходит захват протонов.

Γ-процесс [ править ]

п-Ядра могут быть также получены с помощью фоторасщепления из s -процесса и г -процесс ядра. При температурах около 2–3  гига- кельвинов (GK) и коротком времени процесса в несколько секунд (для этого требуется взрывной процесс) фотораспад уже существующих ядер останется небольшим, ровно настолько, чтобы произвести необходимое крошечное количество p-ядер. [6] [9] Это называется γ-процессом (гамма-процесс), потому что фотораспад происходит в результате ядерных реакций типов (γ, n), (γ, α) и (γ, p), которые вызываются высокоэнергетическими фотоны ( гамма-лучи ). [9]

Ν-процесс (процесс nu) [ править ]

Если доступен достаточно интенсивный источник нейтрино, ядерные реакции могут непосредственно производить определенные нуклиды, например 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La в сверхновых с коллапсом ядра . [10]

Процессы быстрого захвата протонов [ править ]

В p-процессе протоны присоединяются к стабильным или слаборадиоактивным атомным ядрам . Если в звездной плазме имеется высокая плотность протонов, даже короткоживущие радионуклиды могут захватить один или несколько протонов до того, как они бета-распадом . Это быстро перемещает путь нуклеосинтеза из области стабильных ядер в очень богатую протонами часть диаграммы нуклидов . Это называется быстрым захватом протона . [7]

Здесь серия (p, γ) реакций продолжается до тех пор, пока либо бета-распад ядра не станет быстрее, чем дальнейший захват протона, либо пока не будет достигнута линия капель протона . Оба случая приводят к одному или нескольким последовательным бета-распадам до тех пор, пока не образуется ядро, которое снова может захватывать протоны до его бета-распада. Затем последовательность захвата протона продолжается.

Возможно охватить область самых легких ядер до 56 Ni за секунду, потому что и захват протонов, и бета-распад быстрые. Однако, начиная с 56 Ni, на пути реакции встречается ряд точек ожидания . Это нуклиды, которые имеют относительно большие периоды полураспада (по сравнению с временной шкалой процесса) и могут лишь медленно добавлять еще один протон (то есть их сечение для реакций (p, γ) мало). Примеры таких точек ожидания: 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68Se. Дальнейшие точки ожидания могут быть важны в зависимости от подробных условий и местоположения пути реакции. Для таких точек ожидания характерно период полураспада от минут до дней. Таким образом, они значительно увеличивают время, необходимое для продолжения последовательности реакций. Если условия, требуемые для этого быстрого захвата протона, присутствуют только в течение короткого времени (временная шкала взрывных астрофизических событий составляет порядка секунд), точки ожидания ограничивают или препятствуют продолжению реакций с более тяжелыми ядрами. [11]

Чтобы произвести p-ядра, технологический путь должен охватывать нуклиды, имеющие такое же массовое число (но обычно содержащие больше протонов), что и желаемые p-ядра. Эти нуклиды затем превращаются в р-ядра посредством последовательностей бета-распадов после прекращения быстрых захватов протонов.

Вариации основных категорий быстрых захватов протонов - это rp-, pn- и νp-процессы, которые будут кратко описаны ниже.

RP-процесс [ править ]
Основная статья: rp-процесс

Так называемый rp-процесс ( rp означает быстрый захват протона ) представляет собой чистейшую форму описанного выше процесса быстрого захвата протона. При плотностях протонов более10 28 протонов / см 3 и температурах около 2 ГК, путь реакции близок к линии капель протона . [11] Точки ожидания могут быть соединены мостом при условии, что время процесса составляет 10-600 с. Нуклиды с точкой ожидания производятся с большим содержанием, в то время как образование ядер «позади» каждой точки ожидания все более и более подавляется.

Окончательная конечная точка достигается близко к 104 Те, потому что путь реакции проходит в область нуклидов, которые распадаются предпочтительно за счет альфа-распада и, таким образом, замыкают путь обратно на себя. [12] Следовательно, rp-процесс может производить только p-ядра с массовыми числами, меньшими или равными 104.

Pn-процесс [ править ]

Точек ожидания в процессах быстрого захвата протонов можно избежать с помощью (n, p) реакций, которые намного быстрее, чем захват протонов или бета-распады ядер точек ожидания. Это приводит к значительному сокращению времени, необходимого для создания тяжелых элементов, и позволяет эффективно производить за секунды. [6] Для этого, однако, требуется (небольшой) запас свободных нейтронов, которых обычно нет в такой богатой протонами плазме. Один из способов получить их - высвободить их посредством других реакций, протекающих одновременно с быстрым захватом протонов. Это называется нейтронным быстрым захватом протонов или pn-процессом . [13]

Νp-процесс [ править ]

Другая возможность получить нейтроны, необходимые для ускоряющих (n, p) реакций в среде, богатой протонами, - это использование антинейтринного захвата на протонах (
ν
е +
п
 →
е+
 +
п
), превращая протон и антинейтрино в позитрон и нейтрон. Поскольку (анти) нейтрино очень слабо взаимодействуют с протонами, большой поток антинейтрино должен воздействовать на плазму с высокой плотностью протонов. Это называется νp-процессом ( процесс nu p). [14]

Возможные сайты синтеза [ править ]

Сверхновые с коллапсом ядра [ править ]

Массивные звезды заканчивают свою жизнь в сверхновой с коллапсом ядра . У такой сверхновой ударный фронт от взрыва проходит от центра звезды через ее внешние слои и выбрасывает их. Когда ударный фронт достигает O / Ne-оболочки звезды (см. Также звездную эволюцию ), условия для γ-процесса достигаются за 1-2 с.

Хотя большинство p-ядер может быть получено таким способом, некоторые области масс p-ядер оказываются проблематичными при модельных расчетах. Уже несколько десятилетий известно, что p-ядра с массовыми числами A <100 не могут образоваться в γ-процессе. [6] [9] Современное моделирование также показывает проблемы в диапазоне 150 ≤ A ≤ 165 . [7] [15]

P-ядро 138 La не образуется в γ-процессе, но его можно получить в ν-процессе. В центре такой сверхновой с коллапсом ядра образуется горячая нейтронная звезда, которая излучает нейтрино с высокой интенсивностью. Нейтрино взаимодействуют также с внешними слоями взрывающейся звезды и вызывают ядерные реакции, в которых , помимо других ядер, образуется 138 La. [10] [15] Также 180m Ta может получить вклад от этого ν-процесса.

Было предложено [14] дополнить γ-процесс во внешних слоях звезды другим процессом, происходящим в самых глубоких слоях звезды, рядом с нейтронной звездой, но все же выбрасываемым вместо падения на поверхность нейтронной звезды. Из-за первоначально большого потока нейтрино от формирующейся нейтронной звезды эти слои становятся чрезвычайно богатыми протонами в результате реакции
ν
е +
п
 →
е-
 +
п
. Хотя поток антинейтрино изначально слабее, тем не менее будет создано несколько нейтронов из-за большого количества протонов. Это позволяет νp-процессу в этих глубоких слоях. Из-за короткого временного масштаба взрыва и высокого кулоновского барьера более тяжелых ядер такой νp-процесс, возможно, мог произвести только самые легкие p-ядра. Какие ядра сделаны и сколько их, во многом зависит от многих деталей моделирования, а также от реального механизма взрыва сверхновой с коллапсом ядра, который до сих пор полностью не изучен. [14] [16]

Термоядерные сверхновые [ править ]

Термоядерная сверхновая является взрыв белого карлика в двойной звездной системе, вызванное термоядерных реакций в веществе от звезды - компаньона , начисленной на поверхности белого карлика. Сросшееся вещество богато водородом (протонами) и гелием ( α-частицы ) и становится достаточно горячим, чтобы позволить ядерные реакции .

В литературе обсуждается ряд моделей таких взрывов, две из которых были исследованы в связи с перспективой получения р-ядер. Ни один из этих взрывов не испускает нейтрино, что делает невозможным ν- и νp-процесс. Условия, необходимые для rp-процесса, также не достигаются.

Детали возможного образования р-ядер в таких сверхновых сильно зависят от состава вещества, аккрецированного от звезды-компаньона ( затравочных ядер для всех последующих процессов). Поскольку это может значительно меняться от звезды к звезде, все утверждения и модели р-образования термоядерных сверхновых подвержены большой неопределенности. [6]

Сверхновые типа Ia [ править ]

Консенсусная модель термоядерных сверхновых постулирует, что белый карлик взрывается после превышения предела Чандрасекара за счет аккреции вещества, потому что сжатие и нагревание воспламеняют взрывное горение углерода в вырожденных условиях. Фронт ядерного горения проходит сквозь белого карлика изнутри и разрывает его на части. Тогда самые внешние слои, расположенные близко под поверхностью белого карлика (содержащие 0,05 солнечных масс вещества), демонстрируют правильные условия для γ-процесса. [17]

Р-ядра образуются так же, как и в γ-процессе в сверхновых с коллапсом ядра, и также встречаются те же трудности. Кроме того, 138 La и 180m Ta не производятся. Вариация численности затравки, предполагая повышенную распространенность s-процесса, только масштабирует распространенность образующихся p-ядер, не решая проблемы относительного недопроизводства в диапазонах ядерных масс, указанных выше. [6]

сверхновые субчандрасекара [ править ]

В подклассе сверхновых типа Ia , так называемой сверхновой сверхновой Чандрасекара , белый карлик может взорваться задолго до того, как достигнет предела Чандрасекара, потому что ядерные реакции в аккрецированном веществе могут уже нагреть белый карлик во время его фазы аккреции и вызвать взрывное горение углерода преждевременно. . Обогащенная гелием аккреция способствует этому типу взрыва. Сжигание гелиядегенеративно воспламеняется на дне сросшегося слоя гелия и вызывает два ударных фронта. Тот, что движется внутрь, воспламеняет углеродный взрыв. Движущийся наружу фронт нагревает внешние слои белого карлика и выбрасывает их. Опять же, эти внешние слои являются участком γ-процесса при температурах 2-3 GK. Однако из-за наличия α-частиц (ядер гелия) становятся возможными дополнительные ядерные реакции. Среди них есть такие, которые выделяют большое количество нейтронов, например 18 O (α, n) 21 Ne, 22 Ne (α, n) 25 Mg и 26 Mg (α, n) 29 Si. Это позволяет применять pn-процесс в той части внешних слоев, которая испытывает температуры выше 3 GK. [6][13]

Те легкие p-ядра, которые не образуются в γ-процессе, могут быть настолько эффективно образованы в pn-процессе, что они даже показывают гораздо большее количество, чем другие p-ядра. Чтобы получить наблюдаемые солнечные относительные содержания, необходимо предположить сильно усиленную затравку s-процесса (в 100-1000 раз или более), которая увеличивает выход тяжелых p-ядер из γ-процесса. [6] [13]

Нейтронные звезды в двойных звездных системах [ править ]

Основная статья: rp-процесс

Нейтронная звезда в двойной звездной системе также может срастаться значение от звезды - компаньона на его поверхность. Комбинированное горение водорода и гелия загорается, когда сросшийся слой вырожденного вещества достигает плотности10 5 -10 6 г / см 3 и температуре выше0,2 ГК . Это приводит к термоядерному горению, сравнимому с тем, что происходит в движущемся наружу ударном фронте сверхновых сверхновых Чандрасекара. Сама нейтронная звезда не подвержена взрыву, поэтому ядерные реакции в аккрецированном слое могут продолжаться дольше, чем при взрыве. Это позволяет установить rp-процесс. Это будет продолжаться до тех пор, пока либо не будут израсходованы все свободные протоны, либо горящий слой не расширится из-за повышения температуры и его плотность не упадет ниже плотности, необходимой для ядерных реакций. [11]

Было показано, что свойства рентгеновских всплесков в Млечном Пути можно объяснить rp-процессом на поверхности аккрецирующих нейтронных звезд. [18] Пока неясно, может ли материя (и если, сколько материи) быть выброшена и покинуть гравитационное поле нейтронной звезды. Только в этом случае такие объекты можно рассматривать как возможные источники p-ядер. Даже если это подтверждается, продемонстрированная конечная точка rp-процесса ограничивает производство легкими p-ядрами (которые недостаточно продуцируются в сверхновых с коллапсом ядра). [12]

См. Также [ править ]

  • Список нерешенных проблем физики

Ссылки [ править ]

  1. ^ a b Э. М. Бербидж ; Г. Р. Бербидж ; WA Fowler ; Фред Хойл (1957). «Синтез элементов в звездах» (PDF) . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Bibcode : 1957RvMP ... 29..547B . DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .
  2. ^ a b A. GW Cameron : Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез. В: Publications of the Astronomical Society of the Pacific , Vol. 69, 1957, с. 201-222. ( онлайн )
  3. ^ К. Арландини, Ф. Каппелер, К. Висшак, Р. Галлино, М. Лугаро, М. Буссо, О. Страньеро: Захват нейтронов в маломассивных асимптотических звездах-гигантах : поперечные сечения и сигнатуры изобилия. В: Астрофизический журнал , Vol. 525, 1999, с. 886-900. ( DOI : 10,1086 / 307938 )
  4. ^ Zs. Немет, Ф. Кэппелер, К. Тайс, Т. Бельгия, С.В. Йейтс: Нуклеосинтез в области Cd-In-Sn. В: Астрофизический журнал , Vol. 426, 1994, с. 357-365. ( DOI : 10,1086 / 174071 )
  5. ^ Н. Дауфас, Т. Раушер, Б. Марти, Л. Рейсберг: Короткоживущие р-нуклиды в ранней Солнечной системе и их влияние на нуклеосинтетическую роль двойных рентгеновских лучей. В кн . : Ядерная физика , т. A719, 2003 г., стр. C287-C295 ( DOI : 10.1016 / S0375-9474 (03) 00934-5 , arXiv.org:astro-ph/0211452 )
  6. ^ a b c d e f g h i j k М. Арноулд, С. Горили: p-процесс звездного нуклеосинтеза: астрофизика и статус ядерной физики. В: Physics Reports 384, 2003, p. 1-84.
  7. ^ a b c d e Т. Раушер: Происхождение p-ядер во взрывном нуклеосинтезе. В: Proceedings of Science XI_059.pdf PoS (NIC XI) 059 [ постоянная мертвая ссылка ] , 2010 ( arXiv.org:1012.2213 )
  8. ^ J. Audouze, JW Truran: P-процесс нуклеосинтеза в среде оболочки сверхновой после шока. В: Астрофизический журнал , Vol. 202, 1975, с. 204-213. ( DOI : 10,1086 / 153965 )
  9. ^ a b c С. Э. Вусли, В. М. Ховард: p-процесс в сверхновых. В: Приложение к астрофизическому журналу, Vol. 36, 1978, с. 285–304. ( DOI : 10,1086 / 190501 )
  10. ^ a b С. Э. Вусли, Д. Хартманн, Р. Д. Хоффман, В. К. Хэкстон: ν-процесс. В: Астрофизический журнал , Vol. 356, 1990, стр. 272-301. ( DOI : 10.1086 / 168839 )
  11. ^ a b c H. Schatz и др.: нуклеосинтез процесса rp при экстремальных температурах и условиях плотности. В: Physics Reports , Vol. 294, 1998, с. 167-263. ( DOI : 10.1016 / S0370-1573 (97) 00048-3 )
  12. ^ а б Х. Шац и др.: Конечная точка процесса р.р. аккреции нейтронных звезд. В: Physical Review Letters , Vol. 86, 2001, с. 3471-3474. ( [1] DOI : 10.1016 / 10.1103 / PhysRevLett.86.3471 )
  13. ^ a b c С. Гориели, Дж. Хосе, М. Эрнанц, М. Райе, М. Арно: He-детонация в белых карликах CO к югу от Чандрасекара: новое понимание энергетики и нуклеосинтеза p-процесса. В: Астрономия и астрофизика , т. 383, 2002, с. L27-L30. ( DOI : 10,1051 / 0004-6361: 20020088 )
  14. ^ a b c К. Фрёлих, Г. Мартинес-Пинедо, М. Либендёрфер, Ф.-К. Тилеманн, Э. Браво, У. Р. Хикс, К. Ланганке, Н. Т. Зиннер: Нуклеосинтез ядер A> 64, индуцированный нейтрино: процесс νp. В: Physical Review Letters , Vol. 96, 2006, статья 142502. ( DOI : 10,1103 / PhysRevLett.96.142502 )
  15. ^ a b Т. Раушер, А. Хегер, Р. Д. Хоффман, С. Е. Вусли: Нуклеосинтез в массивных звездах с улучшенной ядерной и звездной физикой. В: Астрофизический журнал , Vol. 576, 2002, с. 323-348. ( DOI : 10,1086 / 341728 )
  16. ^ C. Fröhlich, и др.: Состав самого внутреннего ядра-коллапса сверхновой звезды Ejecta. В: Астрофизический журнал , Vol. 637, 2006, с. 415-426. ( DOI : 10,1086 / 498224 )
  17. ^ WM Howard, SB Meyer, SE Woosley: новый сайт астрофизического гамма-процесса. В: The Astrophysical Journal Letters , Vol. 373, 1991, стр. L5-L8. ( DOI : 10,1086 / 186038 )
  18. ^ SE Woosley, и др.: Модели для рентгеновских всплесков I типа с улучшенной ядерной физикой. В: Приложение к астрофизическому журналу , Vol. 151, 2004, с. 75-102. ( DOI : 10,1086 / 381553 )