jądra p - p-nuclei
Jądra p ( p oznacza bogate w protony ) są pewnymi bogatymi w protony, naturalnie występującymi izotopami niektórych pierwiastków między selenem a rtęcią włącznie, których nie można wytworzyć ani w procesie s, ani w r .
Definicja
Klasyczne, przełomowe prace Burbidge'a, Burbidge'a, Fowlera i Hoyle'a (1957) oraz AGW Cameron (1957) pokazały, jak większość naturalnie występujących nuklidów poza pierwiastkiem żelazo może być wytwarzana w dwóch rodzajach procesów wychwytywania neutronów: - i proces r. Niektóre bogate w protony nuklidy występujące w przyrodzie nie są osiągane w tych procesach i dlatego do ich syntezy wymagany jest co najmniej jeden dodatkowy proces. Te zarodki są nazywane p-jądra .
Ponieważ definicja jąder p zależy od aktualnej wiedzy na temat procesu s i r (patrz także nukleosynteza ), oryginalna lista jąder 35 p może być modyfikowana na przestrzeni lat, jak wskazano w tabeli poniżej. Na przykład, uważa się, że obecnie liczebności z 152 GD 164 Er zawierać co najmniej silne wkładów s-procesie . Wydaje się, że dotyczy to również tych o 113 In i 115 Sn, które dodatkowo mogłyby być wytwarzane w procesie r w niewielkich ilościach.
Te długowieczne radionuklidy 92 NB, 97 TC 98 TC 146 Sm nie należą do klasycznie określonych p-jąder, ponieważ nie występują naturalnie na Ziemi. Jednak zgodnie z powyższą definicją są one również p-jądrami, ponieważ nie można ich wytworzyć ani w procesie s, ani w procesie r. Z odkrycia produktów ich rozpadu w ziarnach przedsłonecznych można wywnioskować, że w mgławicy słonecznej znajdowało się co najmniej 92 Nb i 146 Sm . Daje to możliwość oszacowania czasu od ostatniej produkcji tych jąder p przed powstaniem Układu Słonecznego .
jądra p są bardzo rzadkie. Te izotopy pierwiastka, które są p-jądrami, są mniej liczne, zwykle o czynnik od dziesięciu do tysiąca, niż inne izotopy tego samego pierwiastka. Obfitość jąder p można określić jedynie w badaniach geochemicznych oraz poprzez analizę materiału meteorytowego i ziaren przedsłonecznych . Nie można ich zidentyfikować w widmach gwiazd . Dlatego wiedza o obfitości p-jąder ogranicza się do tych z Układu Słonecznego i nie wiadomo, czy obfitość p-jąder w Słońcu jest typowa dla Drogi Mlecznej .
| Nuklid | Komentarz |
|---|---|
| 74 Se | |
| 78 kr | długożyciowy radionuklid |
| 84 Sr | |
| 92 Nb | długożyciowy radionuklid; nie jest klasycznym jądrem p, ale nie może być wykonany w procesach s i r |
| 92 miesiąc | |
| 94 miesiąc | |
| 97 Tc | długożyciowy radionuklid; nie jest klasycznym jądrem p, ale nie może być wykonany w procesach s i r |
| 98 Tc | długożyciowy radionuklid; nie jest klasycznym jądrem p, ale nie może być wykonany w procesach s i r |
| 96 Rui | |
| 98 Ruż | |
| 102 Pd | |
| 106 Cd | |
| 108 Cd | |
| 113 W | (częściowo) wykonane w procesie s? Składki z procesu r? |
| 112 Sn | |
| 114 Sn | |
| 115 Sn | (częściowo) wykonane w procesie s? Składki z procesu r? |
| 120 Te | |
| 124 Xe | |
| 126 Xe | |
| 130 ba | długożyciowy radionuklid |
| 132 Ba | |
| 138 La | długożyciowy radionuklid; wykonane w procesie v |
| 136 Ce | |
| 138 Ce | |
| 144 Sm | |
| 146 Sm | długożyciowy radionuklid; nie jest klasycznym jądrem p, ale nie może być wykonany w procesach s i r |
| 152 Gd | długożyciowy radionuklid; (częściowo) wykonane w procesie s? |
| 156 Dy | |
| 158 Dy | |
| 162 Er | |
| 164 Er | (częściowo) wykonane w procesie s? |
| 168 Yb | |
| 174 Hf | długożyciowy radionuklid |
| 180m Ta | (częściowo) wykonane w procesie v; wkłady z s-procesu? |
| 180 W | długożyciowy radionuklid |
| 184 Os | |
| 190 pkt | długożyciowy radionuklid |
| 196 Hg |
Pochodzenie p-jąder
Astrofizyczna produkcji p-jąder nie jest jeszcze w pełni zrozumiałe. Według obecnych symulacji komputerowych preferowany proces γ (patrz poniżej) w supernowych z zapadnięciem się jądra nie może wytworzyć wszystkich jąder p w wystarczających ilościach . Dlatego też badane są dodatkowe mechanizmy produkcyjne i miejsca astrofizyczne, jak opisano poniżej. Można sobie również wyobrazić, że nie istnieje tylko jeden proces odpowiedzialny za wszystkie jądra p, ale że różne procesy w wielu miejscach astrofizycznych wytwarzają pewne zakresy jąder p.
W poszukiwaniu odpowiednich procesów tworzących jądra p, typowym sposobem jest identyfikacja możliwych mechanizmów produkcji (procesów), a następnie zbadanie ich możliwej realizacji w różnych miejscach astrofizycznych. Ta sama logika została zastosowana w poniższej dyskusji.
Podstawy wytwarzania p-nuklidów
W zasadzie istnieją dwa sposoby wytwarzania nuklidów bogatych w protony : poprzez kolejne dodawanie protonów do nuklidu (są to reakcje jądrowe typu (p,γ) lub poprzez usuwanie neutronów z jądra poprzez sekwencje fotodezintegracji typu (γ,n ).
W warunkach spotykanych w środowiskach astrofizycznych trudno jest uzyskać p-jądra poprzez wychwytywanie protonów, ponieważ bariera kulombowska jądra zwiększa się wraz ze wzrostem liczby protonów . Gdy bariera kulombowska jest wyższa, proton wymaga większej ilości energii do włączenia ( przechwycenia ) do jądra atomowego. Dostępna średnia energia protonów zależy od temperatury plazmy gwiezdnej . Jednak wzrost temperatury przyspiesza również fotodezintegrację (γ,p), która przeciwdziała wychwytywaniu (p,γ). Jedyną alternatywą, aby tego uniknąć, byłaby bardzo duża liczba dostępnych protonów, tak aby efektywna liczba wychwytów na sekundę była duża nawet w niskiej temperaturze. W skrajnych przypadkach (jak omówiono poniżej) prowadzi to do syntezy radionuklidów o skrajnie krótkim czasie życia, które rozpadają się do stabilnych nuklidów dopiero po ustaniu wychwytywania.
Należy zbadać odpowiednie kombinacje temperatury i gęstości protonowej plazmy gwiezdnej w poszukiwaniu możliwych mechanizmów produkcji jąder p. Kolejnymi parametrami są czas dostępny dla procesów jądrowych oraz liczba i rodzaj początkowo występujących nuklidów ( jąder zarodkowych ).
Możliwe procesy
Proces p
W procesie p sugeruje się, że p-jądra powstały poprzez kilka wychwytów protonów na stabilnych nuklidach. Jądra nasienne pochodzą z procesu s i r i są już obecne w gwiezdnej plazmie. Jak wskazano powyżej, istnieją poważne trudności z wyjaśnieniem wszystkich jąder p za pomocą takiego procesu, chociaż pierwotnie sugerowano, aby osiągnąć dokładnie to. Wykazano później, że wymagane warunki nie są osiągane w gwiazdach lub gwiezdnych eksplozjach.
Opierając się na historycznym znaczeniu, termin p-proces jest czasami niechlujnie używany w odniesieniu do dowolnego procesu syntezy jąder p, nawet jeśli nie są zaangażowane żadne wychwyty protonów.
Proces γ
p jąder można także otrzymać przez fotodezintegracja z y -Process i R -Process jądra. W temperaturze około 2-3 giga kelwinów (GK) i krótki czas procesu kilku sekund (wymaga to proces wybuchowy) fotodezintegracja z wcześniej istniejących jąder pozostanie niewielka, wystarczy do wytworzenia wymaganych malutkie obfitość p-jąder. Nazywa się to procesem γ ( proces gamma), ponieważ fotodezintegracja zachodzi w reakcjach jądrowych typu (γ,n), (γ,α) i (γ,p), które są wywoływane przez wysokoenergetyczne fotony ( promienie gamma ).
Proces v (proces nu)
Jeśli dostępne jest wystarczająco intensywne źródło neutrin, reakcje jądrowe mogą bezpośrednio wytworzyć pewne nuklidy, na przykład 7 Li, 11 B, 19 F, 138 La w supernowych z zapadnięciem się jądra .
Szybkie procesy wychwytywania protonów
W procesie p protony są dodawane do stabilnych lub słabo radioaktywnych jąder atomowych . Jeśli w gwiezdnej plazmie występuje wysoka gęstość protonów, nawet krótkożyjące radionuklidy mogą wychwycić jeden lub więcej protonów przed rozpadem beta . To szybko przesuwa ścieżkę nukleosyntezy z obszaru stabilnych jąder na bardzo bogatą w protony stronę wykresu nuklidów . Nazywa się to szybkim wychwytywaniem protonów .
Tutaj, seria reakcji (p,γ) przebiega aż do rozpadu beta jądra jest szybsze niż dalsze wychwytywanie protonów lub do osiągnięcia linii kroplenia protonu . Oba przypadki prowadzą do jednego lub kilku kolejnych rozpadów beta, aż do wyprodukowania jądra, które ponownie może wychwycić protony przed rozpadem beta. Następnie sekwencje przechwytywania protonów są kontynuowane.
Możliwe jest pokrycie obszaru najlżejszych jąder do 56 Ni w ciągu sekundy, ponieważ zarówno wychwytywanie protonów, jak i rozpady beta są szybkie. Jednak począwszy od 56 Ni, na ścieżce reakcji napotyka się szereg punktów oczekiwania . Są to nuklidy, które mają stosunkowo długie okresy półtrwania (w porównaniu ze skalą czasową procesu) i mogą jedynie powoli dodawać kolejny proton (czyli ich przekrój dla reakcji (p,γ) jest mały). Przykładami takich punktów oczekiwania są: 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se. Dalsze punkty oczekiwania mogą mieć znaczenie, w zależności od szczegółowych warunków i lokalizacji toru reakcji. Charakterystyczne dla takich punktów oczekiwania jest to, że okres półtrwania wynosi od minut do dni. Tym samym znacznie wydłużają czas potrzebny do kontynuacji sekwencji reakcji. Jeśli warunki wymagane do tego szybkiego wychwytu protonów są obecne tylko przez krótki czas (skala czasowa wybuchowych zdarzeń astrofizycznych jest rzędu sekund), punkty oczekiwania ograniczają lub utrudniają kontynuację reakcji na cięższe jądra.
Aby wytworzyć p-jądra, ścieżka procesu musi obejmować nuklidy o tej samej liczbie masowej (ale zwykle zawierające więcej protonów) co pożądane p-jądra. Te nuklidy są następnie przekształcane w jądra p poprzez sekwencje rozpadów beta po ustaniu szybkiego wychwytywania protonów.
Odmiany głównej kategorii szybkich wychwytów protonów to procesy rp-, pn- i νp-, które zostaną krótko opisane poniżej.
Proces rp
Tak zwany proces rp ( rp oznacza szybkie wychwytywanie protonów ) jest najczystszą formą procesu szybkiego wychwytywania protonów opisanego powyżej. Przy gęstościach protonów większych niż10 28 protonów/cm 3 i temperatury około 2 GK ścieżka reakcji jest zbliżona do linii kroplenia protonu . Punkty oczekiwania można zmostkować pod warunkiem, że czas procesu wynosi 10-600 s. Nuklidy punktu oczekiwania są produkowane w większej ilości, podczas gdy produkcja jąder „za” każdym punktem oczekiwania jest coraz bardziej tłumiona.
Ostateczny punkt końcowy osiągany jest blisko 104 Te, ponieważ ścieżka reakcji biegnie do obszaru nuklidów, które rozpadają się korzystnie przez rozpad alfa, a tym samym zapętlają ścieżkę z powrotem na siebie. Dlatego proces rp byłby w stanie wytworzyć tylko jądra p o liczbach masowych mniejszych lub równych 104.
Proces pn
Punktów oczekiwania w szybkich procesach wychwytywania protonów można uniknąć dzięki reakcjom (n,p), które są znacznie szybsze niż wychwyty protonów na jądrach punktów oczekiwania lub rozpady beta. Powoduje to znaczne skrócenie czasu potrzebnego do budowy ciężkich elementów i pozwala na wydajną produkcję w ciągu kilku sekund. Wymaga to jednak (małego) zapasu wolnych neutronów, których zwykle nie ma w takiej bogatej w protony plazmie. Jednym ze sposobów ich uzyskania jest uwolnienie ich poprzez inne reakcje zachodzące jednocześnie, gdy szybki proton wychwytuje. Nazywa się to szybkim wychwytywaniem protonów bogatym w neutrony lub procesem pn .
Proces vp
Inną możliwością uzyskania neutronów wymaganych do reakcji przyspieszających (n,p) w środowiskach bogatych w protony jest zastosowanie wychwytu antyneutrinowego na protonach (
ν
mi +
P
→
mi+
+
n
), zamieniając proton i antyneutrino w pozyton i neutron. Ponieważ (anty-)neutrina oddziałują bardzo słabo z protonami, silny strumień antyneutrin musi oddziaływać na plazmę o dużej gęstości protonów. Nazywa się to procesem νp (proces n p).
Możliwe miejsca syntezy
Supernowe z zapadnięciem się jądra
Masywne gwiazdy kończą swoje życie w supernowej z zapadnięciem się jądra . W takiej supernowej front wstrząsu z eksplozji biegnie od środka gwiazdy przez jej zewnętrzne warstwy i wyrzuca je. Kiedy front uderzeniowy dociera do powłoki O/Ne gwiazdy (patrz także ewolucja gwiezdna ), warunki dla procesu γ są osiągane przez 1-2 s.
Chociaż większość p-jąder można wytworzyć w ten sposób, niektóre obszary mas p-jąder okazują się problematyczne w obliczeniach modelowych. Od dziesięcioleci wiadomo, że p-jądra o liczbach masowych A < 100 nie mogą być wytworzone w procesie γ. Współczesne symulacje pokazują również problemy w zakresie 150 ≤ A ≤ 165 .
Jądro p 138 La nie jest wytwarzane w procesie γ, ale może być wytwarzane w procesie ν. W centrum takiej supernowej z zapadnięciem się jądra powstaje gorąca gwiazda neutronowa, która emituje neutrina z dużą intensywnością. Neutrina oddziałują również z zewnętrznymi warstwami eksplodującej gwiazdy i wywołują reakcje jądrowe, które tworzą m.in. 138 La. Również 180m Ta może otrzymać wkład z tego procesu v.
Zasugerowano uzupełnienie procesu γ w zewnętrznych warstwach gwiazdy innym procesem, zachodzącym w najgłębszych warstwach gwiazdy, blisko gwiazdy neutronowej, ale wciąż wyrzucanym zamiast opadania na powierzchnię gwiazdy neutronowej. Ze względu na początkowo wysoki przepływ neutrin z formującej się gwiazdy neutronowej, w wyniku reakcji warstwy te stają się niezwykle bogate w protony
ν
mi +
n
→
mi−
+
P
. Chociaż strumień antyneutrinowy jest początkowo słabszy, powstanie kilka neutronów, niemniej jednak z powodu dużej liczby protonów. Umożliwia to proces vp w tych głębokich warstwach. Z powodu krótkiej skali czasowej eksplozji i wysokiej bariery kulombowskiej cięższych jąder, taki proces νp mógłby prawdopodobnie wytworzyć tylko najlżejsze jądra p. To, które jądra są zbudowane i jak wiele z nich, zależy wrażliwie od wielu szczegółów w symulacjach, a także od rzeczywistego mechanizmu wybuchu supernowej zapadającej się jądra, który wciąż nie jest do końca poznany.
Supernowe termojądrowe
Termojądrowej supernowej jest eksplozja biały karzeł w binarnym gwiazdy systemu, wywołane przez reakcje termojądrowe w materii z gwiazdy towarzyszącej przyrośniętych na powierzchni białego karła. Zrośnięta materia jest bogata w wodór (protony) i hel ( cząstki α ) i staje się wystarczająco gorąca, aby umożliwić reakcje jądrowe .
W literaturze omówiono szereg modeli takich wybuchów, z których dwa były badane pod kątem możliwości wytwarzania p-jąder. Żadna z tych eksplozji nie uwalnia neutrin, uniemożliwiając tym samym procesy v i vp. Nie są również spełnione warunki wymagane dla procesu rp.
Szczegóły możliwej produkcji p-jąder w takich supernowych zależą wrażliwie od składu materii akreowanej z gwiazdy towarzyszącej ( jądra zarodkowe dla wszystkich kolejnych procesów). Ponieważ może się to znacznie zmieniać w zależności od gwiazdy, wszystkie twierdzenia i modele produkcji p w supernowych termojądrowych są podatne na duże niepewności.
Supernowe typu Ia
Model konsensusu supernowych termojądrowych zakłada, że biały karzeł eksploduje po przekroczeniu granicy Chandrasekhara przez akrecję materii, ponieważ skurcz i ogrzewanie inicjują wybuchowe spalanie węgla w zdegenerowanych warunkach. Płonący nuklearny front przebiega przez białego karła od środka i rozrywa go na strzępy. Wtedy najbardziej zewnętrzne warstwy znajdujące się tuż pod powierzchnią białego karła (zawierające 0,05 mas Słońca materii) stwarzają odpowiednie warunki dla procesu γ.
Jądra p są tworzone w taki sam sposób, jak w procesie γ w supernowych z zapadnięciem się jądra, a także napotykane są te same trudności. Ponadto nie produkuje się 138 La i 180m Ta. Zmiana liczebności nasion poprzez założenie zwiększonej liczebności w procesie s tylko skaluje liczebności powstałych jąder p bez rozwiązania problemu względnego zaniżania produkcji w podanych powyżej zakresach mas jądrowych.
subChandrasekhar supernowe
W podklasie supernowych typu Ia , tak zwanej supernowej subChandrasekhar , biały karzeł może eksplodować na długo przed osiągnięciem granicy Chandrasekhara, ponieważ reakcje jądrowe w akreowanej materii mogą już ogrzać białego karła podczas jego fazy akrecji i spowodować przedwczesne spalanie węgla . Bogata w hel akrecja sprzyja tego typu eksplozji. Spalanie helu zapala się degeneracyjnie na dnie zrośniętej warstwy helu i powoduje dwa fronty uderzeniowe. Ten biegnący do wewnątrz powoduje wybuch węgla. Front poruszający się na zewnątrz ogrzewa zewnętrzne warstwy białego karła i wyrzuca je. Ponownie, te warstwy zewnętrzne są miejscem procesu γ w temperaturach 2-3 GK. Jednak ze względu na obecność cząstek α (jąder helu) możliwe stają się dodatkowe reakcje jądrowe. Wśród nich są takie, które uwalniają dużą liczbę neutronów, takie jak 18 O(α,n) 21 Ne, 22 Ne(α,n) 25 Mg i 26 Mg(α,n) 29 Si. Umożliwia to proces pn w tej części warstw zewnętrznych, w której występują temperatury powyżej 3 GK.
Te lekkie jądra p, których produkcja jest niewystarczająca w procesie γ, mogą być tak wydajnie wytwarzane w procesie pn, że wykazują nawet znacznie większe ilości niż inne jądra p. Aby uzyskać obserwowane względne obfitości promieniowania słonecznego, należy założyć silnie wzmocnione zarodki procesu s (o współczynnikach 100-1000 lub więcej), które zwiększają wydajność ciężkich jąder p z procesu γ.
Gwiazdy neutronowe w układach podwójnych gwiazd
Gwiazda neutronowa w binarnym gwiazdy systemu może również wzrost materii z gwiazdy towarzyszącej na jego powierzchni. Połączone spalanie wodoru i helu zapala się, gdy zrośnięta warstwa zdegenerowanej materii osiąga gęstość 10 5 –10 6 g / cm 3 , a temperatura przekraczająca0,2 zł . Prowadzi to do spalania termojądrowego porównywalnego z tym, co dzieje się w poruszającym się na zewnątrz froncie wstrząsowym supernowych subChandrasekhar. Wybuch nie ma wpływu na samą gwiazdę neutronową i dlatego reakcje jądrowe w warstwie akrecyjnej mogą przebiegać dłużej niż w wybuchu. Pozwala to na ustanowienie procesu rp. Będzie to trwało do czasu, aż wszystkie wolne protony zostaną zużyte lub warstwa płonąca rozszerzy się z powodu wzrostu temperatury i jej gęstość spadnie poniżej wymaganej dla reakcji jądrowych.
Wykazano, że właściwości rozbłysków rentgenowskich w Drodze Mlecznej można wyjaśnić procesem rp na powierzchni akreujących gwiazd neutronowych. Nie jest jednak jasne, czy materia (i jeśli, ile materii) może zostać wyrzucona i uciec z pola grawitacyjnego gwiazdy neutronowej. Tylko wtedy można takie obiekty uznać za możliwe źródła p-jąder. Nawet jeśli zostanie to potwierdzone, zademonstrowany punkt końcowy procesu rp ogranicza produkcję do lekkich jąder p (które są niedostatecznie produkowane w supernowych z zapadnięciem się jądra).