r -proces - r-process
| Fizyka nuklearna |
|---|
 |
| Jądro · Nukleony ( p , n ) · względu jądrowego · siły jądrowe · struktura jądrowego · reakcji jądrowej |
W astrofizyki jądrowych The szybki proces wychwytem neutronów , znany również jako r -Process jest zestaw reakcji jądrowych , który jest odpowiedzialny za tworzenie około połowa jąder atomowych cięższych niż żelazo ; W „ciężkich elementów”, a druga połowa wytwarzany przez proces p i s -Process . Proces r zwykle syntetyzuje najbardziej bogate w neutrony stabilne izotopy każdego ciężkiego pierwiastka. Proces r może zazwyczaj syntetyzować najcięższe izotopy każdego ciężkiego pierwiastka, a dwa najcięższe izotopy, określane jako r-only nuclei , mogą być tworzone tylko za pomocą procesu r . Piki liczebności dla procesu r występują przy liczbach masowych A = 82 (pierwiastki Se, Br i Kr), A = 130 (pierwiastki Te, I i Xe) oraz A = 196 (pierwiastki Os, Ir i Pt).
Proces r pociąga za sobą następujące po sobie szybkie wychwytywanie neutronów (stąd nazwa) przez jedno lub więcej jąder o ciężkich ziarnach , zwykle rozpoczynających się od jąder w piku liczebności skupionym na 56 Fe . Wychwytywanie musi być szybkie w tym sensie, że jądra nie mogą mieć czasu na rozpad radioaktywny (zwykle przez rozpad β − ), zanim kolejny neutron przybędzie do wychwycenia. Ta sekwencja może trwać aż do granicy stabilności coraz bardziej bogatych w neutrony jąder ( linia kroplowa neutronów ), aby fizycznie zatrzymać neutrony zgodnie z siłą jądrową bliskiego zasięgu. Proces r musi zatem zachodzić w miejscach, w których występuje duża gęstość wolnych neutronów . Wczesne badania teorię, że 10 24 neutrony na cm 3 będzie to konieczne, przy temperaturach od około 1 GK, w celu dopasowania do punktów oczekiwania, w których nie więcej neutronów może być zrobione z liczb atomowych pików liczebności R -Process jądra. Odpowiada to prawie gramowi wolnych neutronów w każdym centymetrze sześciennym, co jest zdumiewającą liczbą wymagającą ekstremalnych lokalizacji. Tradycyjnie sugerowało to, że materiał wyrzucony z ponownie ekspandowanego jądra supernowej z zapadnięciem się jądra , w ramach nukleosyntezy supernowej , lub dekompresji materii gwiazdy neutronowej wyrzuconej przez połączenie podwójnych gwiazd neutronowych . Względny wkład każdego z tych źródeł w astrofizyczną obfitość pierwiastków r- procesu jest kwestią ciągłych badań.
Ograniczona r -Process podobny serii wychwytów neutronowych występuje na stopniu niewielki ładunek termojądrowy wybuchów. Te doprowadziły do odkrycia elementów einsteinium (element 99) i ferm (elementu 100) broni jądrowej opadu .
Proces r kontrastuje z procesem s , innym dominującym mechanizmem produkcji ciężkich pierwiastków, którym jest nukleosynteza polegająca na powolnym wychwytywaniu neutronów. Proces s występuje głównie w zwykłych gwiazdach, szczególnie w gwiazdach AGB , gdzie strumień neutronów jest wystarczający, aby wychwytywanie neutronów powtarzało się co 10-100 lat, co jest o wiele za wolne dla procesu r , który wymaga 100 wychwytów na sekundę. Proces s jest wtórny , co oznacza, że wymaga on przekształcenia istniejących ciężkich izotopów jako jąder zarodkowych w inne ciężkie jądra przez powolną sekwencję wychwytywania wolnych neutronów. W R scenariusze -Process tworzenia własnych jąder nasion, więc mogą oni postępować w masywnych gwiazd, które nie zawierają jąder ciężkich nasion. Wzięte razem, procesy r i s odpowiadają za prawie całą obfitość pierwiastków chemicznych cięższych od żelaza. Historycznym wyzwaniem było zlokalizowanie fizycznych ustawień odpowiednich dla ich skali czasowej.
Historia
Po pionierskich badaniach nad Wielkim Wybuchem i powstawaniem helu w gwiazdach podejrzewano, że istnieje nieznany proces odpowiedzialny za produkcję cięższych pierwiastków znalezionych na Ziemi z wodoru i helu. Jedna wczesna próba wyjaśnienia została podjęta przez Chandrasekhara i Louisa R. Henricha, którzy postulowali, że pierwiastki są wytwarzane w temperaturach od 6× 109 do 8× 109 K . Ich teoria uwzględniała pierwiastki aż do chloru , chociaż nie było wytłumaczenia dla pierwiastków o masie atomowej cięższych niż 40 amu w nieoczywistych ilościach. Stało się to podstawą badań Freda Hoyle'a , który postawił hipotezę, że warunki w jądrze zapadających się gwiazd umożliwią nukleosyntezę pozostałych pierwiastków poprzez szybkie wychwytywanie gęsto upakowanych wolnych neutronów. Pozostały jednak bez odpowiedzi pytania dotyczące równowagi w gwiazdach, która była wymagana do zrównoważenia rozpadów beta i precyzyjnego wyjaśnienia obfitości pierwiastków , które powstałyby w takich warunkach.
Potrzebę fizycznego ustawienia zapewniającego szybkie wychwytywanie neutronów , o którym wiadomo, że prawie na pewno odgrywa rolę w tworzeniu pierwiastków, dostrzeżono również w tabeli obfitości izotopów ciężkich pierwiastków autorstwa Hansa Suessa i Harolda Ureya w 1956 roku. Ich tabela obfitości ujawniła większe niż przeciętne obfitości naturalnych izotopów zawierających magiczne liczby neutronów, a także szczyty liczebności o około 10 amu lżejsze niż stabilne jądra zawierające magiczne liczby neutronów, które również były obfite, co sugeruje, że jądra promieniotwórcze bogate w neutrony mają magiczne liczby neutronów, ale z grubsza dziesięć powstało mniej protonów. Obserwacje te wskazywały również, że szybkie wychwytywanie neutronów zachodziło szybciej niż rozpad beta , a wynikające z tego piki liczebności były spowodowane tak zwanymi punktami oczekiwania przy magicznych liczbach. Proces ten, szybkie wychwytywanie neutronów przez bogate w neutrony izotopy, stał się znany jako proces r , podczas gdy proces s został nazwany ze względu na charakterystyczny powolny wychwyt neutronów. Tabela z fenomenologicznym podziałem ciężkich izotopów pomiędzy izotopy procesu s i r- procesu została opublikowana w 1957 r. w pracy przeglądowej B 2 FH , w której nazwano r- proces i nakreślono fizykę, która nim kieruje. W tym samym roku Alastair GW Cameron opublikował również mniejsze badanie dotyczące procesu r .
Stacjonarny proces r, opisany w artykule B 2 FH, został po raz pierwszy zademonstrowany w zależnych od czasu obliczeniach w Caltech przez Phillipa A. Seegera, Williama A. Fowlera i Donalda D. Claytona , którzy stwierdzili, że żadne pojedyncze ujęcie czasowe nie pasowało do Słońca. obfitości r -procesów, ale po nałożeniu na siebie osiągnięto udaną charakterystykę rozkładu obfitości r -procesów. Rozkłady o krótszym czasie podkreślają liczebności o masach atomowych mniejszych niż A = 140 , podczas gdy rozkłady o dłuższym czasie podkreślają liczebności o masach atomowych większych niż A = 140 . Kolejne zabiegi procesu r wzmocniły te cechy czasowe. Seeger i in. byli również w stanie skonstruować więcej ilościowego podziału między procesem s i procesem r w tabeli liczebności ciężkich izotopów, ustalając w ten sposób bardziej wiarygodną krzywą liczebności dla izotopów r- procesu niż była w stanie zdefiniować B 2 FH. Obecnie obfitość r- procesu określa się przy użyciu ich techniki odejmowania bardziej wiarygodnych obfitości izotopów s -procesu od całkowitej obfitości izotopów i przypisywania reszty nukleosyntezie r- procesu. Ta krzywa obfitości r- procesu (w zależności od masy atomowej) przez wiele dziesięcioleci stanowiła cel dla teoretycznych obliczeń obfitości syntetyzowanych przez fizyczny r -proces.
Tworzenie wolnych neutronów przez wychwytywanie elektronów podczas gwałtownego zapadania się jądra supernowej do wysokiej gęstości wraz z szybkim montażem niektórych jąder zarodkowych bogatych w neutrony sprawia, że proces r jest pierwotnym procesem nukleosyntezy , co oznacza proces, który może zachodzić nawet w gwieździe początkowo z czystego H i He, w przeciwieństwie do oznaczenia B 2 FH jako procesu wtórnego opartego na istniejącym wcześniej żelazie. Pierwotna nukleosynteza gwiazd zaczyna się w galaktyce wcześniej niż nukleosynteza wtórna. Alternatywnie wysoka gęstość neutronów w gwiazdach neutronowych byłaby dostępna do szybkiego montażu w jądrach procesu r, gdyby kolizja miała wyrzucić fragmenty gwiazdy neutronowej, która następnie gwałtownie rozszerza się uwolniona z zamknięcia. Ta sekwencja mogłaby również rozpocząć się wcześniej w czasie galaktycznym niż s -proces nukleosyntezy; więc każdy scenariusz pasuje do wcześniejszego wzrostu obfitości r- procesów w galaktyce. Każdy z tych scenariuszy jest przedmiotem aktywnych badań teoretycznych. Obserwacyjne dowody na wzbogacenie wczesnego r -procesu w gaz międzygwiazdowy i kolejne nowo powstałe gwiazdy, zastosowane do ewolucji obfitości galaktyki gwiazd, zostały po raz pierwszy przedstawione przez Jamesa W. Trurana w 1981 roku. On i późniejsi astronomowie wykazali, że wzór obfitości pierwiastków ciężkich w najwcześniejszych ubogich w metale gwiazdach pasował do kształtu krzywej słonecznego procesu r , tak jakby brakowało składnika procesu s . Było to zgodne z hipotezą, że s -Process jeszcze nie zaczął wzbogacać międzygwiezdnego gazu, gdy te młode gwiazdy brakuje S -Process obfitość urodziło się z tego gazu, bo to wymaga około 100 milionów lat historii galaktycznej za ów -Process zacząć, podczas gdy r -proces może rozpocząć się po dwóch milionach lat. Te s -procesy - ubogie, r - bogate w procesy składy gwiazd musiały narodzić się wcześniej niż jakikolwiek s -proces, co pokazuje, że r -proces wyłania się z szybko ewoluujących masywnych gwiazd, które stają się supernowymi i pozostawiają pozostałości po gwiazdach neutronowych, które mogą łączyć się z kolejna gwiazda neutronowa. Pierwotna natura wczesnego r -procesu wywodzi się zatem z obserwowanych widm obfitości w starych gwiazdach, które narodziły się wcześnie, gdy metalizacja galaktyczna była jeszcze mała, ale mimo to zawierają dopełnienie jąder r- procesu .
Każda z tych interpretacji, chociaż ogólnie popierana przez ekspertów od supernowych, nie osiągnęła jeszcze całkowicie zadowalających obliczeń obfitości r- procesów, ponieważ ogólny problem jest ogromny liczbowo, ale istniejące wyniki są wspierające. W 2017 r. odkryto nowe dane na temat procesu r, gdy obserwatoria fal grawitacyjnych LIGO i Virgo odkryły połączenie dwóch gwiazd neutronowych wyrzucających materię procesu r . Zobacz strony astrofizyczne poniżej.
Warto zauważyć, że proces r jest odpowiedzialny za naszą naturalną kohortę pierwiastków promieniotwórczych, takich jak uran i tor, a także za najbardziej bogate w neutrony izotopy każdego ciężkiego pierwiastka.
Fizyka nuklearna
Istnieją trzy miejsca kandydujące do r -Process nukleosynteza gdzie wymagane warunki są uważane istnieje: niskiej masy supernowych , Type II supernowych oraz gwiazda neutronowa fuzji .
Natychmiast po silnej kompresji elektronów w supernowej typu II rozpad beta-minus zostaje zablokowany. Dzieje się tak, ponieważ wysoka gęstość elektronów wypełnia wszystkie dostępne stany wolnych elektronów aż do energii Fermiego, która jest większa niż energia jądrowego rozpadu beta. Jednak wychwytywanie jądrowe tych wolnych elektronów nadal ma miejsce i powoduje narastającą neutronizację materii. Skutkuje to niezwykle wysoką gęstością wolnych neutronów, które nie mogą się rozpaść, rzędu 10 24 neutronów na cm 3 , oraz wysoką temperaturą . W miarę ponownego rozszerzania się i ochładzania, wychwytywanie neutronów przez wciąż istniejące ciężkie jądra zachodzi znacznie szybciej niż rozpad beta-minus . W konsekwencji proces r przebiega wzdłuż linii kroplowej neutronów i powstają wysoce niestabilne jądra bogate w neutrony.
Trzy procesy, które wpływają na wspinanie się linii kroplowej neutronów, to zauważalny spadek przekroju wychwytywania neutronów w jądrach o zamkniętych powłokach neutronowych , hamujący proces fotodezintegracji oraz stopień stabilności jądrowej w obszarze izotopów ciężkich. Wychwytywanie neutronów w procesie nukleosyntezy r -procesu prowadzi do powstania bogatych w neutrony, słabo związanych jąder o energiach rozdziału neutronów tak niskich, jak 2 MeV. Na tym etapie osiągnięto zamknięte powłoki neutronowe przy N = 50, 82 i 126, a wychwytywanie neutronów zostaje tymczasowo wstrzymane. Te tak zwane punkty oczekiwania charakteryzują się zwiększoną energią wiązania w stosunku do cięższych izotopów, co prowadzi do niskich przekrojów wychwytywania neutronów i nagromadzenia półmagicznych jąder, które są bardziej stabilne wobec rozpadu beta. Ponadto jądra poza zamknięciami muszli są podatne na szybszy rozpad beta ze względu na ich bliskość do linii kroplowej; w przypadku tych jąder rozpad beta następuje przed dalszym wychwytywaniem neutronów. Następnie umożliwia się jądra w punkcie oczekiwania na rozpad beta w kierunku stabilności, zanim może nastąpić dalsze wychwytywanie neutronów, co powoduje spowolnienie lub zamrożenie reakcji.
Zmniejszenie stabilności jądrowej kończy proces r, gdy jego najcięższe jądra stają się niestabilne do samorzutnego rozszczepienia, gdy całkowita liczba nukleonów zbliża się do 270. Bariera rozszczepienia może być wystarczająco niska przed 270, tak że wychwyt neutronów może wywołać rozszczepienie zamiast kontynuować w górę kropli neutronów linia. Po zmniejszeniu strumienia neutronów te wysoce niestabilne jądra radioaktywne przechodzą szybką serię rozpadów beta, aż osiągną bardziej stabilne, bogate w neutrony jądra. Natomiast y -Process powoduje mnóstwo stabilnych jąder mających zamknięte muszli neutronowych o r -Process, w bogatych w neutrony jąder poprzednich tworzy obfitość jąder promieniotwórczych około 10 amu poniżej s -Process pików po ich rozpadu tyłu do trwałości.
Proces r występuje również w broni termojądrowej i był odpowiedzialny za początkowe odkrycie bogatych w neutrony prawie stabilnych izotopów aktynowców, takich jak pluton-244 oraz nowych pierwiastków einstein i ferm (liczby atomowe 99 i 100) w latach pięćdziesiątych. Sugerowano, że wielokrotne wybuchy jądrowe umożliwiłyby dotarcie do wyspy stabilności , ponieważ dotknięte nuklidy (począwszy od uranu-238 jako jądra zarodkowego) nie miałyby czasu na rozpad beta aż do szybko spontanicznie rozszczepiających się nuklidów w linia stabilności beta przed absorbujący neutrony więcej w kolejnej eksplozji, zapewniając w ten sposób szansę dotarcia do bogatych w neutrony nadciężkiego nuklidy jak copernicium -291 i -293, które powinny mieć półtrwania stuleci czy tysiącleci.
Miejsca astrofizyczne
Od dawna sugerowano, że najbardziej prawdopodobnym kandydatem na miejsce r- procesu są supernowe z zapadnięciem się jądra (typy widmowe Ib , Ic i II ), które mogą zapewnić niezbędne warunki fizyczne dla r -procesu. Jednak bardzo niska liczebność jąder r - procesu w gazie międzygwiazdowym ogranicza ilość wyrzuconych przez nie jąder . Wymaga to, aby tylko niewielka część supernowych wyrzucała jądra procesu r -procesu do ośrodka międzygwiazdowego , albo każda supernowa wyrzucała tylko bardzo małą ilość materiału procesu r- procesu . Wyrzucany materiał musi być stosunkowo bogaty w neutrony, co było trudne do osiągnięcia w modelach, tak że astrofizycy nie są spokojni o ich adekwatność do udanych wydajności r- procesu.
W 2017 r. w danych dotyczących połączenia dwóch gwiazd neutronowych odkryto zupełnie nowe dane astronomiczne dotyczące procesu r . Wykorzystując dane fal grawitacyjnych zebrane w GW170817 do określenia lokalizacji połączenia, kilka zespołów obserwowało i badało dane optyczne połączenia, znajdując spektroskopowe dowody na materiał r- procesu wyrzucany przez łączące się gwiazdy neutronowe. Wydaje się, że większość tego materiału składa się z dwóch rodzajów: gorących niebieskich mas wysoce radioaktywnej r -procesowej materii o niższych masach ciężkich jąder ( A < 140, takich jak stront ) i chłodniejszych czerwonych mas o wyższej masie r -procesowej jądra ( A > 140 ) bogate w aktynowce (takie jak uran , tor i kaliforn ). Po uwolnieniu z ogromnego wewnętrznego ciśnienia gwiazdy neutronowej, wyrzuty te rozszerzają się i tworzą ciężkie jądra zarodkowe, które szybko wychwytują wolne neutrony i emitują wykryte światło optyczne przez około tydzień. Taki czas świecenia nie byłby możliwy bez nagrzewania przez wewnętrzny rozpad promieniotwórczy, który zapewniają jądra r- procesu w pobliżu ich punktów oczekiwania. Dwa różne obszary masowe ( A <140 i A >140 ) dla wydajności r- procesu były znane od pierwszych obliczeń zależnych od czasu r- procesu . Z powodu tych cech spektroskopowych argumentowano, że taka nukleosynteza w Drodze Mlecznej była głównie wyrzucana z połączenia gwiazd neutronowych, a nie z supernowych.
Wyniki te dają nową możliwość wyjaśnienia sześciu dekad niepewności co do miejsca pochodzenia jąder r- procesu . Potwierdzeniem znaczenia dla procesu r jest to, że to radiogeniczna moc z rozpadu radioaktywnego jąder r -procesu utrzymuje widoczność tych wydzielonych fragmentów r -procesu. W przeciwnym razie szybko by przyciemniły. Takie alternatywne miejsca zostały po raz pierwszy poważnie zaproponowane w 1974 roku jako dekompresja materii gwiazdy neutronowej . Zaproponowano, że taka materia jest wyrzucana z gwiazd neutronowych łączących się z czarnymi dziurami w zwartych układach podwójnych. W 1989 (i 1999) scenariusz ten został rozszerzony na podwójne łączenie się gwiazd neutronowych ( podwójny układ dwóch zderzających się gwiazd neutronowych). Po wstępnej identyfikacji tych miejsc scenariusz został potwierdzony w GW170817 . Obecne modele astrofizyczne sugerują, że pojedyncze zdarzenie łączenia się gwiazd neutronowych mogło wygenerować od 3 do 13 mas złota na Ziemi .