Procesul r
Procesul r este un proces de nucleosinteză care are loc de obicei în interiorul nucleului unei supernove și este responsabil pentru crearea a aproximativ jumătate din nucleii atomici bogați în neutroni , care sunt mai grei decât fierul . Procesul implică o succesiune de capturi rapide de neutroni (de unde și denumirea de proces r ) folosind nuclei de semințe grele, de obicei 56 Fe sau alți izotopi grei mai bogați în neutroni.
Celălalt mecanism predominant pentru producerea elementelor grele este procesul S , care induce lentila nucleosintezei prin intermediul capturilor (lente în engleză ) de neutroni, care apar în principal în stelele aparținând ramurii gigantice asimptotice . Procesul s este un proces secundar în sensul că necesită izotopi grei pre-existenți, cum ar fi nucleii de semințe, pentru a fi convertiți în alți nuclei grei.
Luate împreună aceste două procese sunt responsabile pentru cea mai mare parte a evoluției chimice galactice a elementelor mai grele decât fierul.
Istorie
Existența unei forme de captare rapidă a neutronilor a început să apară în 1956, dovedindu-se necesară pentru a explica abundența relativă a elementelor grele găsite într-un tabel de abundență tocmai publicat de Hans Suess și Harold Urey . Izotopii radioactivi trebuie să capteze un alt neutron mai repede decât suferă descompunerea beta pentru a crea vârfurile de abundență în germaniu , xenon și platină . Potrivit modelului de coajă nucleară , nucleii radioactivi care s-ar descompune în izotopii acestor elemente au cochilii de neutroni lângă linia de picurare nucleară , unde nu se mai pot adăuga neutroni. Acele vârfuri de abundență create de captarea rapidă a neutronilor implicau că alte nuclee ar putea fi explicate prin acest proces. Acest proces rapid de captare a neutronilor în izotopii bogați în neutroni se numește proces R (de obicei procesul r). Un tabel care împarte izotopii grei fenomenologic între procesul S și procesul r a fost publicat în 1957 în celebrul articol al revistei B2FH , [1] care a dat numele procesului și a descris pe larg fizica din spatele acestuia. Articolul B2FH a elaborat, de asemenea, teoria nucleosintezei stelare și a pus bazele conceptuale pentru astrofizica nucleară contemporană.
Procesul r descris de articolul B2FH a fost calculat pentru prima dată în funcție de timp la Caltech de Phillip Seeger, William A. Fowler și Donald D. Clayton , [2] care au putut obține prima estimare exactă a abundențelor procesului re au arătat evoluția lor în timp. Folosind calcule teoretice, aceștia au putut, de asemenea, să obțină o defalcare cantitativă mai precisă între procesul s și procesul r în tabelul abundenței izotopilor grei, definind astfel o curbă mai fiabilă pentru abundențele izotopice ale procesului r decât cât a fost capabil să definească B2FH. Astăzi, abundențele procesului r sunt determinate folosind tehnica lor de scădere a abundențelor izotopice mai fiabile ale procesului s din abundențele izotopice totale și atribuirea remanenței nucleosintezei procesului r. Această curbă a abundențelor procesului r (în raport cu greutatea atomică) seamănă în mod satisfăcător cu calculele abundențelor sintetizate cu procesul fizic.
Majoritatea izotopilor bogați în neutroni ai elementelor mai grele decât nichelul sunt produși, fie exclusiv, fie parțial, prin dezintegrarea beta a materialului foarte radioactiv sintetizat în timpul procesului r prin absorbția rapidă, una după alta, a neutronilor creați în timpul exploziile. Crearea de neutroni liberi prin captarea electronilor în timpul prăbușirii rapide a densității mari a nucleului supernova, împreună cu stabilirea unor nuclee de semințe bogate în neutroni, fac din procesul r un proces primar ; adică un proces care poate avea loc chiar și într-o stea de H și He pur, spre deosebire de B2FH care îl definise ca un proces secundar care necesită preexistența atomilor de fier.
Dovezile observaționale ale îmbogățirii stelelor prin procesul r, aplicate evoluției abundențelor galaxiei stelelor, au fost prezentate de James W. Truran în 1981. [3] El și mulți astronomi ulteriori au arătat că distribuția abundențelor de elementele grele din stelele mai vechi sărace în metal se potriveau cu forma curbei procesului r la soare, ca și cum componenta procesului s ar fi absentă. Acest lucru este în concordanță cu ipoteza că procesul s nu începuse încă la tinere stele, deoarece este nevoie de aproximativ 100 de milioane de ani de istorie galactică pentru a-l începe. Aceste stele s-au născut înainte de acel moment, demonstrând că procesul r apare imediat în stele masive cu evoluție rapidă care devin supernove. Natura primară a procesului r este confirmată prin observarea spectrelor de abundență la stelele vechi născute când metalicitatea galactică era încă mică, dar cu toate acestea conținea porțiunea lor de nuclee ale procesului r. Acest scenariu promițător, deși în general susținut de experți în supernova, nu a ajuns încă la un calcul total satisfăcător al abundențelor care decurg din procesul r, deoarece problema în ansamblu este extrem de dificilă din punct de vedere al calculului, chiar dacă rezultatele obținute până acum sunt încurajatoare.
Procesul r este responsabil pentru distribuția naturală a elementelor radioactive, cum ar fi uraniul și toriul, precum și pentru izotopii bogați în neutroni ai fiecărui element greu.
Fizica nucleara
Imediat după compresia puternică a electronilor într-o supernovă în care nucleul se prăbușește, decăderea beta se oprește mai puțin , deoarece densitatea mare a electronilor umple toate stările disponibile pentru electronii liberi până la o energie Fermi care este mai mare decât energia dezintegrarea beta nucleară. Dar captarea nucleară a acestor electroni liberi este încă activă și acest lucru determină o neutronizare crescândă a materiei (adică procesul în care protonii și electronii se unesc pentru a forma un neutron cu emisia unui neutrino ). Rezultatul este o densitate extrem de mare de neutroni liberi care nu se pot descompune și care, în consecință, dau naștere unui flux de neutroni mare (de ordinul 10 22 neutroni pe cm 2 pe secundă [ necesită citare ] ) și temperaturi ridicate. După expansiunea și răcirea consecventă a fluxului, captarea neutronilor de către nucleele grele încă existente are loc mult mai repede decât beta minus dezintegrare . Ca rezultat, procesul r se deplasează de-a lungul vârfului liniei de picurare nucleară și se creează nuclee bogate în neutroni extrem de instabili.
Trei procese care afectează ascensiunea către partea superioară a liniei de picurare nucleară sunt: o scădere semnificativă a secțiunii transversale de captare a neutronilor în nuclee cu cochilii de neutroni închise, procesul inhibitor al fotodisintegrării și gradul de stabilitate nucleară în regiunea izotopului greu . Ultimul fenomen pune capăt procesului r atunci când nucleii săi grei devin instabili la fisiunea spontană, despre care se crede că se află în regiunea bogată în neutroni a tabelului de nuclizi atunci când numărul total de nucleoni se apropie de 270 [ fără sursă ] . După ce fluxul de neutroni scade, acești nuclei radioactivi extrem de instabili suferă o succesiune rapidă de dezintegrări beta până când ajung la nucleele mai stabile, bogate în neutroni. [4] Astfel, în timp ce procesul S creează o abundență de nuclee stabile care au cochilii de neutroni închise, procesul r creează o abundență de nuclee la aproximativ 10 uma sub vârfurile procesului s, ca urmare a decăderii revenind spre stabilitate. [ fără sursă ]
Situri astrofizice
Locurile în care procesul r este cel mai probabil să apară sunt supernove de colaps de bază (adică cele cu spectre de tip Ib , Ic și II ), care asigură condițiile fizice necesare procesului r. Cu toate acestea, abundența de nuclee pentru procesul r înseamnă fie că doar o fracțiune mică a supernovelor scoate nuclee pentru procesul r în mediul interstelar , fie că fiecare supernovă scoate doar o cantitate foarte mică de material pentru procesul r. O soluție alternativă propusă recent [5] [6] este că fuziunile dintre stelele neutronice (un sistem stelar binar de două stele neutronice care se ciocnesc) pot juca, de asemenea, un rol în producerea nucleelor procesului r, dar acest lucru nu a fost încă confirmat prin observații astronomice .
Notă
- ^ EM Burbidge, GR Burbidge, WA Fowler și F. Hoyle, Sinteza elementelor în stele , în Review of Modern Physics , vol. 29, nr. 4, 1957, pp. p. 547, DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 . Bibcode : 1957RvMP ... 29..547B
- ^ PA Seeger, WA Fowler și Donald D. Clayton, Nucleosinteza elementelor grele prin captarea neutronilor , Astrophys. J. Suppl, 11 , pp. 121-66, (1965)
- ^ JW Truran, O nouă interpretare a abundențelor de elemente grele în stelele cu deficit de metal , Astron. Astrophys., 97 , pp. 392-93 (1981)
- ^ Donald D. Clayton, Principiile evoluției stelare și nucleozintezei , Mc-Graw-Hill (New York 1968), pp. 577-91, oferă o introducere tehnică clară a acestor caracteristici. Mai tehnic este eseul citat anterior de Seeger și colab.
- ^ Eichler, David; Livio, Mario; Piran, Tsvi; Schramm, David N., Nucleosinteză, explozii de neutrini și raze gamma de la stelele de neutroni care se unesc . NATURE, 340, 126, 1989. [1]
- ^ Freiburghaus, C.; Rosswog, S.; Thielemann, F.-K., R-Process in Neutron Star Mergers . Jurnalul astrofizic, volumul 525, nr. 2, pp. L121-L124. 11/1999 [2]
linkuri externe
- ( EN ) Process r , în Encyclopedia Britannica , Encyclopædia Britannica, Inc.
