r -süreç - r-process
| Nükleer Fizik |
|---|
 |
| Çekirdek · Nükleonlar ( p , n ) · Nükleer madde · Nükleer kuvvet · Nükleer yapı · Nükleer reaksiyon |
Gelen Nükleer astrofiziğin , hızlı nötron yakalama işlemi olarak da bilinen, r -yöntemi , bir dizi nükleer reaksiyonlar sorumludur oluşturulması yaklaşık yarısı arasında atom çekirdekleri demirden daha ağır ; diğer yarısı ile "ağır elementler" ile üretilen p-proses ve s -süreç . R -süreç genellikle her bir ağır elemanının en nötron zengin kararlı izotoplar sentezler. R -süreç tipik olarak, her bir ağır elemanının ağır dört izotopları sentezleyebilmektedir ve şu şekilde ifade edilir, iki ağır izotoplar, r-tek çekirdek yoluyla oluşturulabilir r sadece-süreç. r- süreci için bolluk tepeleri, A = 82 (Se, Br ve Kr elementleri ), A = 130 (Te, I ve Xe elementleri ) ve A = 196 (Os, Ir ve Pt elementleri ) kütle numaraları yakınında meydana gelir .
R -süreç bir arkaya gerektirir hızlı nötron yakalar , bir veya daha fazla ağır göre (adı gibi) tohum çekirdekleri üzerine merkezlenmiş tipik bolluk tepe çekirdekleri ile başlayan, 56 Fe . Yakalamalar, başka bir nötron yakalanmadan önce , çekirdeklerin radyoaktif bozunmaya (tipik olarak β - bozunma yoluyla) maruz kalacak zamana sahip olmaması gerektiği anlamında hızlı olmalıdır . Bu dizi , kısa menzilli nükleer kuvvet tarafından yönetilen nötronları fiziksel olarak tutmak için artan nötronca zengin çekirdeklerin ( nötron damlama hattı ) stabilite sınırına kadar devam edebilir . Bu nedenle r- süreci, yüksek yoğunlukta serbest nötronların bulunduğu yerlerde gerçekleşmelidir . İlk çalışmalar, 10 teorize 24 cm başına nötronlar 3 fazla nötronlar bolluk piklerinin atom numaraları ile yakalanabilir olan bekleyen noktaları, maç için, 1 GK ilgili sıcaklıklar için, gerekli olacaktır r -süreç çekirdekler. Bu, her santimetre küpte neredeyse bir gram serbest nötron anlamına gelir; bu, aşırı konumlar gerektiren şaşırtıcı bir sayıdır. Geleneksel olarak bu , süpernova nükleosentezinin bir parçası olarak bir çekirdek çöküşü süpernovasının yeniden genişlemiş çekirdeğinden atılan malzemenin veya ikili bir nötron yıldızı birleşmesiyle atılan nötron-yıldız maddesinin dekompresyonunu önerdi . Bu kaynakların her birinin r- süreç öğelerinin astrofiziksel bolluğuna göreli katkısı , devam eden bir araştırma konusudur.
Sınırlı bir r -süreç benzeri nötron yakalama serisi, termonükleer silah patlamalarında küçük bir ölçüde meydana gelir. Bunlar nükleer silah serpintisinde einsteinium (element 99) ve fermiyum (element 100) elementlerinin keşfine yol açtı .
R ile-süreç kontrastlar s -yöntemi vasıtasıyla nükleosentez olan, ağır elemanların üretimi için diğer baskın mekanizma, yavaş nötronların yakalar. S , öncelikle olağan yıldızlı, özellikle içinde gerçekleşir-süreç AGB yıldızlı pek çok yavaş, nötron akısı, her 10-100 yılda nüksetme neden nötron yakalaması için yeterli olan, r, saniyede 100 yakalar gerektirir -yöntemi. S -süreç olan ikincil bu önceden var olan tohum çekirdeklerinin gibi ağır izotoplar serbest nötronların yakalar yavaş dizisi ile diğer ağır çekirdeklerin dönüştürülebilir gerektirir, yani. R hiçbir ağır tohum çekirdekleri ihtiva masif yıldızlarda devam edebilirsiniz böylece-süreç senaryolar, kendi tohum çekirdekleri oluşturmak. Birlikte ele alındığında, r - ve s - süreçleri , demirden daha ağır kimyasal elementlerin bolluğunun neredeyse tamamını oluşturur . Tarihsel zorluk, zaman ölçeklerine uygun fiziksel ayarları bulmak olmuştur.
Tarih
Büyük Patlama ve yıldızlarda helyum oluşumu ile ilgili öncü araştırmaların ardından , Dünya'da bulunan daha ağır elementlerin hidrojen ve helyumdan üretilmesinden sorumlu bilinmeyen bir sürecin varlığından şüphelenildi. Açıklama az bir ilk denemesi gelen Chandrasekhar elemanları 6 x 10 arasındaki ısılarda üretilmiş olduğu kabul eden ve Louis R. Henrich 9 ve 8 * 10 9 K . Teorileri , ihmal edilemeyen bolluklarda 40 amu'dan daha ağır atom ağırlığına sahip elementler için bir açıklama olmamasına rağmen , klora kadar olan elementleri açıklıyordu . Bu , çöken yıldızların çekirdeğindeki koşulların, yoğun bir şekilde paketlenmiş serbest nötronların hızlı bir şekilde yakalanması yoluyla elementlerin geri kalanının nükleosentezini mümkün kılacağını varsayan Fred Hoyle tarafından yapılan bir çalışmanın temeli oldu . Bununla birlikte, beta bozunmalarını dengelemek ve bu koşullarda oluşacak element bolluğunu tam olarak açıklamak için gerekli olan yıldızlardaki denge hakkında cevaplanmamış sorular kaldı .
Element oluşumunda neredeyse kesinlikle rolü olduğu bilinen hızlı nötron yakalamayı sağlayan fiziksel bir ortam ihtiyacı , 1956'da Hans Suess ve Harold Urey tarafından ağır elementlerin izotoplarının bolluk tablosunda da görüldü . Onların bolluk tablosu ortaya çıktı. Sihirli sayıda nötron içeren doğal izotopların ortalama bolluğundan daha büyük ve ayrıca bol miktarda bulunan sihirli sayıda nötron içeren kararlı çekirdeklerden yaklaşık 10 amu daha hafif bolluk zirveleri , sihirli nötron sayılarına ancak kabaca on sahip olan radyoaktif nötron açısından zengin çekirdeklerin olduğunu düşündürür. daha az proton oluştu. Bu gözlemler ayrıca hızlı nötron yakalamanın beta bozunmasından daha hızlı gerçekleştiğini ve sonuçta ortaya çıkan bolluk zirvelerine sihirli sayılardaki bekleme noktalarının neden olduğunu ima etti . Bu süreç, nötronca zengin izotoplar tarafından hızlı nötron yakalama, r -prosesi olarak bilinirken, s -prosesi, karakteristik yavaş nötron yakalaması için adlandırıldı. Ağır izotopları fenomenolojik olarak s- process ve r- process izotopları arasında bölüştüren bir tablo 1957'de r- process olarak adlandırılan ve ona rehberlik eden fiziği özetleyen B 2 FH inceleme makalesinde yayınlandı . Alastair GW Cameron aynı yıl r- süreci hakkında daha küçük bir çalışma yayınladı .
Sabit r B tarafından tarif edildiği gibi-süreç 2 FH kağıt ilk zamana bağımlı bir hesaplamada gösterilmiştir Caltech'te Phillip A. Seeger göre , William C. Fowler ve Donald D. Clayton tek bir zamansal anlık güneş eşleşen bulundu, r -süreç bollukları, ancak üst üste bindirildiğinde, r- süreç bolluk dağılımının başarılı bir karakterizasyonunu sağladı. Daha kısa süreli dağılımlar, A = 140'tan düşük atom ağırlıklarında bollukları vurgularken , daha uzun süreli dağılımlar, A = 140'tan büyük atom ağırlıklarında olanları vurguladı . r- sürecinin müteakip tedavileri bu zamansal özellikleri güçlendirdi. Seeger et al. Ayrıca arasında daha nicel sm oluşturmak mümkün s -süreç ve r, ve böylece için daha güvenilir bir bolluk eğrisi oluşturulması, ağır izotoplar bolluğu tablosunun -yöntemi r B daha-süreç izotoplar 2 FH tanımlamak mümkün olmuştur. Bugün, r- prosesi bollukları, daha güvenilir s- prosesi izotopik bolluklarını toplam izotop bolluklarından çıkarma ve kalanı r- prosesi nükleosentezine atfetme teknikleri kullanılarak belirlenir . Bu r- süreci bolluk eğrisi (atom ağırlığına karşı), on yıllardır fiziksel r- süreci tarafından sentezlenen bollukların teorik hesaplamaları için bir hedef sağlamıştır .
Hızlı montaj bir nötron zengin tohum çekirdeklerinin ile birlikte bir süpernova çekirdeğin yüksek yoğunluklu hızlı çöküşü sırasında elektron yakalama serbest nötronların oluşturma yapan r bir-süreç birincil nükleosentez işleminde bir yıldız bile olabilecek bir işlem anlamına gelir, önceden var olan demir üzerine ikincil bir süreç inşası olarak B 2 FH tanımının aksine, başlangıçta saf H ve He'den oluşur. Birincil yıldız nükleosentez galakside ikincil nükleosentezden daha erken başlar. Alternatif olarak, eğer bir çarpışma bir nötron yıldızının parçalarını fırlatacaksa, daha sonra hapsolmadan kurtulan bir nötron yıldızının parçalarını fırlatacak olsaydı, nötron yıldızları içindeki yüksek yoğunluktaki nötronlar, r-işlem çekirdeklerine hızlı bir şekilde monte edilebilirdi . Bu dizi aynı zamanda galaktik zamanda s -süreç nükleosentezinden daha erken başlayabilir ; bu yüzden her senaryo , galaksideki r- süreç bolluklarının daha önceki büyümesine uyar . Bu senaryoların her biri aktif teorik araştırmanın konusudur. Yıldızların galaksisinin bolluk evrimine uygulandığı şekliyle, yıldızlararası gazın ve ardından yeni oluşan yıldızların erken r- süreci zenginleşmesinin gözlemsel kanıtı , ilk olarak 1981'de James W. Truran tarafından ortaya kondu. O ve sonraki gökbilimciler, En erken metalden fakir yıldızlardaki ağır element bollukları örüntüsü, sanki s- süreç bileşeni eksikmiş gibi , güneş r- süreç eğrisinin şekliyle eşleşiyordu . Bu hipotezi ile tutarlı s eksik bu genç yıldız zaman-süreç henüz yıldızlararası gaz zenginleştirmek için başlamamıştı s -süreç bolluklarını o gazdan doğmuş onun için gökada tarihinin milyon 100 hakkında yıllar gerektirir için, s -yöntemi başlamak için, r- süreci iki milyon yıl sonra başlayabilir. Bu s -süreç-fakir, r -süreç-zengin yıldız bileşimleri, herhangi bir s- sürecinden daha önce doğmuş olmalıdır ; bu, r- sürecinin hızla evrimleşen, süpernova haline gelen ve onlarla birleşebilecek nötron-yıldızı kalıntıları bırakan devasa yıldızlardan ortaya çıktığını göstermektedir. başka bir nötron yıldızı. Erken r- sürecinin birincil doğası, bu nedenle, galaktik metalikliğin hala küçük olduğu, ancak yine de r- süreci çekirdeklerinin tamamlayıcılarını içeren erken doğmuş eski yıldızlarda gözlemlenen bolluk tayflarından türer.
Her iki yorum da, genel olarak süpernova uzmanları tarafından desteklense de , genel problem sayısal olarak zorlu olduğundan, r- süreci bolluklarının tamamen tatmin edici bir hesaplamasını henüz başaramamıştır , ancak mevcut sonuçlar destekleyicidir. 2017 yılında, LIGO ve Virgo kütleçekimsel dalga gözlemevleri, r- süreç maddesini fırlatan iki nötron yıldızının birleşmesini keşfettiğinde , r- süreci hakkında yeni veriler keşfedildi . Aşağıdaki Astrofizik sitelerine bakın.
Kayda değer bir nokta, r- prosesinin, uranyum ve toryum gibi doğal radyoaktif element kohortumuzdan ve her bir ağır elementin en nötronca zengin izotoplarından sorumlu olmasıdır.
Nükleer Fizik
Gerekli koşulların var olduğu düşünülen r- prosesi nükleosentezi için üç aday bölge vardır: düşük kütleli süpernovalar , Tip II süpernovalar ve nötron yıldızı birleşmeleri .
Tip II süpernovadaki elektronların şiddetli sıkıştırılmasından hemen sonra beta-eksi bozunması engellenir. Bunun nedeni, yüksek elektron yoğunluğunun , nükleer beta bozunma enerjisinden daha büyük olan bir Fermi enerjisine kadar mevcut tüm serbest elektron durumlarını doldurmasıdır . Bununla birlikte, bu serbest elektronların nükleer olarak yakalanması hala meydana gelir ve maddenin artan nötronizasyonuna neden olur . 10 mertebesinde, karşı dayanıklı serbest nötronların son derece yüksek bir yoğunlukta Bu sonuçlar 24 cm başına nötron 3 ve yüksek sıcaklıklarda . Bu yeniden genişleyip soğudukça, hala var olan ağır çekirdekler tarafından nötron yakalaması , beta-eksi bozunmadan çok daha hızlı gerçekleşir . Sonuç olarak, r- süreci, nötron damlama hattı boyunca ilerler ve oldukça kararsız nötron açısından zengin çekirdekler oluşturulur.
Nötron damlama hattının tırmanmasını etkileyen üç süreç , kapalı nötron kabuklarına sahip çekirdeklerde nötron yakalama kesitinde dikkate değer bir azalma , foto parçalanmayı önleme süreci ve ağır izotop bölgesindeki nükleer kararlılık derecesidir. r- proses nükleosentezinde nötron yakalamaları, 2 MeV kadar düşük nötron ayırma enerjilerine sahip , nötronca zengin, zayıf bağlı çekirdeklerin oluşumuna yol açar . Bu aşamada, N = 50, 82 ve 126'daki kapalı nötron kabuklarına ulaşılır ve nötron yakalama geçici olarak durdurulur. Bu sözde bekleme noktaları, düşük nötron yakalama kesitlerine ve beta bozunmasına karşı daha kararlı yarı sihirli çekirdeklerin birikmesine yol açan, daha ağır izotoplara göre artan bağlanma enerjisi ile karakterize edilir. Ek olarak, kabuk kapaklarının ötesindeki çekirdekler, damlama hattına yakınlıkları nedeniyle daha hızlı beta bozunmasına karşı hassastır; bu çekirdekler için, daha fazla nötron yakalamadan önce beta bozunması meydana gelir. Bekleme noktası çekirdeklerinin daha sonra daha fazla nötron yakalaması meydana gelmeden önce kararlılığa doğru beta bozunmasına izin verilir , bu da reaksiyonun yavaşlamasına veya donmasına neden olur .
Nükleer stabilite azalan sona r nükleonların sayısı 270 yaklaştığında bunun ağır çekirdekleri kendiliğinden fisyon, kararsız hale -Süreç fisyon bariyer yeterince düşük olabilir önce nötron yakalama bölünmesine neden yerine nötron damla kadar devam olabilir, öyle ki 270 hat. Nötron akışı azaldıktan sonra, bu oldukça kararsız radyoaktif çekirdekler, daha kararlı, nötronca zengin çekirdeklere ulaşana kadar hızlı bir ardışık beta bozunumuna uğrarlar. Birlikte s -süreç kapalı nötron kabukları sahip olan stabil çekirdeklerinin bir bolluk oluşturur R nötron zengin önceki çekirdeklerde-süreç, yaklaşık 10, radyoaktif çekirdeklerin bir bolluk oluşturur amu altında s istikrara bozunma sonra geri-süreç tepe noktaları.
R -süreç de thermonuclear silah meydana gelir ve nötron zengin hemen hemen sabit izotopların ilk keşif sorumlu aktinidler gibi plütonyum-244 ve yeni elemanlar aynştaynyum ve fermium 1950'lerde (atom numarası 99 ve 100). Birden nükleer patlamalar ulaşmak mümkün kılacak öne sürülmüştür istikrar adası etkilenen nüklitlerin olarak (tohum çekirdekleri olarak-238 uranyum ile başlayan) tüm çürüme beta hızla yol zaman olmazdı, kendiliğinden fisyon yapan nüklitlerin de bir sonraki patlamada daha fazla nötron emmeden önce beta kararlılığı çizgisi , böylece yüzyıllar veya bin yıllık yarı ömre sahip olması gereken copernicium -291 ve -293 gibi nötron açısından zengin süper ağır nüklidlere ulaşma şansı sağlar .
Astrofizik siteler
En muhtemel aday Alanı r -yöntemi uzun çekirdek çökmesi olduğu ileri sürülmüştür süpernovaları (tayf türleri Ib , Ic ve II için gerekli olan fiziksel koşulları sağlamak olabilir), R -yöntemi. Bununla birlikte, yıldızlararası gazdaki r- süreç çekirdeklerinin çok düşük bolluğu, her birinin fırlatabileceği miktarı sınırlar. Ya süpernovaların yalnızca küçük bir bölümünün yıldızlararası ortama r-işlem çekirdeklerini çıkarmasını ya da her bir süpernovanın yalnızca çok az miktarda r-işlem malzemesi çıkarmasını gerektirir . Fırlatılan materyal, modellerde elde edilmesi zor olan bir koşul olan nispeten nötron açısından zengin olmalıdır, böylece astrofizikçiler başarılı r- prosesi verimleri için yeterlilikleri konusunda huzursuz olurlar .
2017 yılında, iki nötron yıldızının birleşmesiyle ilgili verilerde r- süreci hakkında tamamen yeni astronomik veriler keşfedildi . Birleşmenin yerini belirlemek için GW170817'de yakalanan yerçekimi dalgası verilerini kullanan birkaç ekip, birleşmenin optik verilerini gözlemledi ve inceledi ve birleşen nötron yıldızları tarafından fırlatılan r- süreç malzemesinin spektroskopik kanıtını buldu . Bu malzemenin bir kısmı, iki tip oluşur görünmektedir: yüksek oranda radyoaktif bir sıcak mavi kütleleri R düşük kütle aralığı Ağır çekirdek-süreç madde ( A <140 gibi stronsiyum ) daha yüksek seviyedeki kütle numarası kırmızı kütleleri ve soğutucu R -yöntemi aktinitler ( uranyum , toryum ve kaliforniyum gibi ) bakımından zengin çekirdekler ( A > 140 ). Nötron yıldızının devasa iç basıncından serbest bırakıldığında, bu püskürmeler genişler ve serbest nötronları hızla yakalayan ve yaklaşık bir hafta boyunca algılanan optik ışığı yayan ağır çekirdekler oluşturur. Böyle bir parlaklık süresi, bekleme noktalarının yakınında r-işlem çekirdekleri tarafından sağlanan dahili radyoaktif bozunma ile ısıtma olmadan mümkün olmazdı . İki farklı kütle bölgeleri ( A <140 ve bir > 140 için) r -süreç verimi ilk kez bağımlı hesaplamalar beri bilinen r -yöntemi. Bu spektroskopik özelliklerden dolayı, Samanyolu'ndaki bu tür nükleosentezin, süpernovalardan ziyade öncelikle nötron-yıldız birleşmelerinden fırlatıldığı ileri sürülmüştür.
Bu sonuçlar, r- süreç çekirdeklerinin menşe bölgesi üzerindeki altmış yıllık belirsizliği açıklığa kavuşturmak için yeni bir olasılık sunuyor . r- prosesi ile uygunluğu teyit etmek, bu bükülmüş r- prosesi fragmanlarının görünürlüğünü koruyanın r- prosesi çekirdeklerinin radyoaktif bozunmasından gelen radyojenik güç olmasıdır . Aksi takdirde çabuk kararırlardı. Bu tür alternatif yerler ilk olarak 1974'te nötron yıldızı maddesini sıkıştırarak ciddi şekilde önerildi . Bu tür maddelerin kompakt ikililerde kara deliklerle birleşen nötron yıldızlarından fırlatılması önerildi . 1989'da (ve 1999'da) bu senaryo ikili nötron yıldızı birleşmelerine ( çarpışan iki nötron yıldızının ikili yıldız sistemi ) genişletildi . Bu sitelerin ön tanımlamasından sonra, senaryo GW170817'de doğrulandı . Mevcut astrofiziksel modeller, tek bir nötron yıldızı birleşme olayının 3 ila 13 Dünya kütlesi arasında altın üretmiş olabileceğini düşündürmektedir .