Nukleární odkapávací potrubí - Nuclear drip line

Graf nuklidů pro uhlík na fluor . Režimy rozpadu :

Nukleární kapání čára je hranice vymezují zónu, po jehož atomová jádra kazu emisí protonu nebo neutronu.

Libovolná kombinace protonů a neutronů nemusí nutně poskytnout stabilní jádro . Lze uvažovat o pohybu nahoru a/nebo doprava přes tabulku nuklidů přidáním jednoho typu nukleonu k danému jádru. Přidávání nukleonů po jednom k ​​danému jádru však nakonec povede k nově vytvořenému jádru, které se okamžitě rozpadne emitováním protonu (nebo neutronu). Hovorově řečeno, nukleon „unikl“ nebo „odkapal“ z jádra, a proto vznikl termín „odkapávací linie“.

Odkapávací čáry jsou definovány pro protony a neutrony v extrému poměru protonů k neutronům ; při poměrech p: n na nebo za kapajícími linkami nemůže existovat žádná vázaná jádra. Zatímco umístění protonové odkapávací linie je u mnoha prvků dobře známé, umístění odkapávací linie neutronů je známé pouze u prvků až do neonů .

Obecný popis

Jaderná stabilita je omezena na kombinace protonů a neutronů popsané v tabulce nuklidů , nazývané také údolí stability . Hranice tohoto údolí jsou neutronová odkapávací čára na straně bohaté na neutrony a protonová odkapávací čára na straně bohaté na protony. Tyto limity existují proto, že částice rozpadu, přičemž exotermická nukleární přechod může nastat emise jednoho nebo více nukleonů (ne být zaměňována s částicemi rozpadu ve fyzice částic ). Odkapávací čára jako taková může být definována jako hranice, za kterou se energie separace protonů nebo neutronů stává zápornou, což zvýhodňuje emisi částice z nově vytvořeného nevázaného systému.

Povolené přechody

Při zvažování, zda je konkrétní jaderná transmutace, reakce nebo rozpad energeticky povolena, stačí sečíst hmotnosti počátečního jádra/jader a od této hodnoty odečíst součet hmotností částic produktu. Pokud je výsledek nebo hodnota Q kladný, je transmutace povolena nebo exotermická, protože uvolňuje energii, a pokud je hodnota Q záporná veličina, pak je endotermická, protože do ní musí být přidáno alespoň tolik energie. systém před transmutací může pokračovat. Například pro určení, zda 12 C, nejběžnější izotop uhlíku, může projít protonovou emisí na 11 B, zjistíme, že do systému je nutné přidat asi 16 MeV, aby byl tento proces povolen. Zatímco hodnoty Q lze použít k popisu jakékoli jaderné transmutace, pro rozpad částic se také používá množství energie pro separaci částic S, které je ekvivalentní záporné hodnotě Q. Jinými slovy, energie separace protonů S p udává, kolik energie je třeba přidat k danému jádru, aby se odstranil jeden proton. Odkapávací čáry částic tedy definovaly hranice, kde je energie pro separaci částic menší nebo rovna nule, pro kterou je energeticky povolena spontánní emise této částice.

Přestože je umístění odkapávacích čar dobře definováno jako hranice, za kterou se energie oddělování částic stává negativní, definice toho, co tvoří jádro nebo nevázanou rezonanci, je nejasná. Některá známá jádra světelných prvků mimo odkapávací čáry se rozpadají se životností řádově 10 - 22 sekund; toto je někdy definováno jako limit jaderné existence, protože v tomto časovém měřítku dochází k několika zásadním jaderným procesům (jako jsou vibrace a rotace). U masivnějších jader mohou být poločasy emise částic výrazně delší díky silnější Coulombově bariéře a umožňují místo toho dojít k dalším přechodům, jako je rozpad alfa a beta . To činí jednoznačné určení odkapávacích linií obtížným, protože jádra s dostatečně dlouhou životností na pozorování existují mnohem déle, než je časový rámec emisí částic, a jsou pravděpodobně svázána. V důsledku toho je jádra nevázaná na částice obtížné přímo pozorovat a místo toho jsou identifikována prostřednictvím své rozpadové energie.

Původ jaderné struktury odkapávacích linek

Energie nukleonu v jádru je jeho klidová hmotnostní energie minus vazebná energie . Kromě toho existuje energie v důsledku degenerace: například nukleon s energií E 1 bude nucen k vyšší energii E 2, pokud jsou naplněny všechny stavy nižší energie. Důvodem je, že nukleony jsou fermiony a řídí se statistikami Fermi -Diraca . Práce provedená při uvedení tohoto nukleonu na vyšší energetickou úroveň vede k tlaku, což je tlak degenerace . Když efektivní vazebná energie neboli Fermiho energie dosáhne nuly, není možné přidat do jádra nukleon stejného isospinu, protože nový nukleon by měl negativní efektivní vazebnou energii - tj. Je energeticky příznivější (systém bude mít nejnižší celková energie), aby byl nukleon vytvořen mimo jádro. To definuje bod odkapávání částic pro tento druh.

Jednodílné a dvoučásticové kapací linky

V mnoha případech nuklidy podél odkapávacích linií nejsou souvislé, ale jsou spíše odděleny takzvanými jednočásticovými a dvoučásticovými odkapávacími linkami. To je důsledek sudých a lichých čísel nukleonů ovlivňujících vazebnou energii, protože nuklidy se sudým počtem nukleonů mají obecně vyšší vazebnou energii, a tedy i větší stabilitu, než sousední lichá jádra. Tyto energetické rozdíly vedou k odkapávací linii jedné částice v nuklidu s lichým Z nebo lichým N , u kterého je okamžitá emise protonu nebo neutronu energeticky příznivá v tomto nuklidu a všech ostatních lichých nuklidech dále mimo odkapávací čáru. Další rovnoměrný nuklid mimo odkapávací linku s jednou částicí však může být stále stabilní na částicích, pokud jeho energie pro separaci dvou částic není záporná. To je možné, protože energie separace dvou částic je vždy větší než energie separace jedné částice a přechod na méně stabilní lichý nuklid je energeticky zakázán. Kapací linie dvou částic je tedy definována tam, kde se energie separace dvou částic stává negativní, a označuje vnější hranici stability částic druhu.

Odkapávací čáry s jedním a dvěma neutrony byly experimentálně určeny až do neonů, ačkoli nevázané izotopy lichého N jsou známy nebo odvozeny nedodržováním pro každý prvek až po hořčík. Například poslední vázaný izotop lichého N fluoru je 26 F, ačkoli poslední vázaný sudý izotop N je 31 F.

Jádra poblíž kapajících linek jsou na Zemi neobvyklá

Ze tří typů přirozeně se vyskytujících radioaktivit (α, β a γ) je pouze rozpad alfa typem rozpadu, který je výsledkem silné jaderné síly . Ostatní rozpady protonů a neutronů nastaly mnohem dříve v životě atomových druhů a před vznikem Země. Alfa-rozpad lze tedy považovat buď za formu rozpadu částic, nebo méně často za zvláštní případ jaderného štěpení . Časový harmonogram silných jaderných sil je mnohem rychlejší než u slabých jaderných nebo elektromagnetických sil , takže životnost jader kolem odkapávacích čar je obvykle v řádu nanosekund nebo méně. U alfa rozpadu může být časový rozvrh mnohem delší než u emise protonů nebo neutronů v důsledku vysoké Coulombovy bariéry pozorované alfa klastrem v jádru (alfa částice musí tunelem procházet). V důsledku toho na Zemi neexistují žádná přirozeně se vyskytující jádra, která by podléhala emisi protonů nebo neutronů ; taková jádra však mohou být vytvořena například v laboratoři s urychlovači nebo přirozeně ve hvězdách . FRIB má přijít on-line kolem roku 2021/2022 a má vytvořit nové radioizotopy, které budou extrahovány paprskem a slouží ke studiu. Využívá proces procházení paprskem relativně stabilních izotopů médiem, které narušuje jádra a vytváří řadu nových jader, která jsou poté extrahována.

Nukleosyntéza

Výbušná astrofyzikální prostředí mají často velmi velké toky vysokoenergetických nukleonů, které lze zachytit na zárodečných jádrech . V těchto prostředích bude radiační zachycování protonů nebo neutronů probíhat mnohem rychleji než rozpady beta a jelikož v současné době není známo astrofyzikální prostředí s velkými toky neutronů ani s protony s vysokou energií, bude reakční tok postupovat od beta-stability k nebo k odkapávací linie neutronů nebo protonů. Jakmile však jádro dosáhne odkapávací linie, jak jsme viděli, do konkrétního jádra již nelze přidat žádné další nukleony tohoto druhu a jádro musí nejprve podstoupit beta rozpad, než může dojít k dalšímu zachycení nukleonů.

Fotodisintegrace

Zatímco odkapávací čáry kladou konečné hranice pro nukleosyntézu, v prostředích s vysokou energií může být dráha hoření omezena, než se dosáhne odkapávacích čar fotodisintegrací , kde vysokoenergetický gama paprsek vyrazí nukleon z jádra. Stejné jádro podléhá toku nukleonů i fotonů, takže je dosaženo rovnováhy, kde se u konkrétních jaderných druhů hromadí hmota.

Protože fotonová lázeň bude typicky popsána planckovskou distribucí , fotony s vyšší energií budou méně hojné, a tak fotodisintegrace nebude významná, dokud se energie separace nukleonů nezačne blížit nule směrem k odkapávacím liniím, kde fotodisintegrace může být indukována nižší energií gama paprsky. Při 1 × 10 9 Kelvinech je distribuce fotonů dostatečně energetická, aby vyrazila nukleony z jakýchkoli jader, která mají energie pro separaci částic menší než 3 MeV, ale aby věděl, která jádra existují v jakém množství, je třeba také vzít v úvahu konkurenční radiační zachycování.

Protože záchyt neutronů může probíhat v jakémkoli energetickém režimu, fotodisintegrace neutronů není důležitá, s výjimkou vyšších energií. Protože jsou však zachycování protonů inhibováno Coulombovou bariérou, jsou průřezy reakcí nabitých částic při nižších energiích značně potlačeny a ve vyšších energetických režimech, kde je vysoká pravděpodobnost výskytu zachycení protonů, často existuje konkurence mezi zachycení protonů a fotodisintegrace, ke které dochází při explozivním spalování vodíku; ale protože odkapávací linie protonů je relativně mnohem blíže údolí stability beta než odkapávací linie neutronů, nukleosyntéza v některých prostředích může probíhat tak daleko, jako odkapávací linie obou nukleonů.

Čekací body a časové měřítka

Jakmile radiační zachycení již nemůže pokračovat v daném jádru, ať už z fotodisintegrace nebo odkapávacích linií, další jaderné zpracování na vyšší hmotnost musí buď obejít toto jádro tím, že podstoupí reakci s těžším jádrem, jako je 4 He, nebo častěji čekat na rozpad beta. Nukleární druhy, kde se během určité epizody nukleosyntézy hromadí významná část hmoty, jsou považovány za jaderné čekací body, protože další zpracování rychlými radiačními záběry je zpožděno.

Jak bylo zdůrazněno, beta rozpady jsou nejpomalejšími procesy vyskytujícími se ve výbušné nukleosyntéze. Ze strany jaderné fyziky se výbušná časová měřítka nukleosyntézy nastavují jednoduše součtem zahrnutých poločasů rozpadu beta, protože časové měřítko pro jiné jaderné procesy je ve srovnání zanedbatelné, i když prakticky řečeno, tomuto časovému měřítku obvykle dominuje součet hrst jaderných poločasů čekání.

Proces R.

Předpokládá se, že proces rychlého zachycování neutronů funguje velmi blízko odkapávací čáry neutronů, ačkoli astrofyzikální místo r-procesu, i když se obecně věří, že probíhá v supernovách kolapsu jádra , není známo. I když je odkapávací linie neutronů experimentálně velmi špatně stanovena a přesný reakční tok není přesně znám, různé modely předpovídají, že jádra podél dráhy procesu R mají energii separace dvou neutronů ( S 2n ) přibližně 2 MeV. Za tímto bodem se předpokládá, že stabilita v blízkosti odkapávací linie rychle klesá, přičemž před dalším záchytem neutronů dochází k rozpadu beta. Ve skutečnosti je jaderná fyzika hmoty extrémně bohaté na neutrony docela novým předmětem a již vedla k objevu ostrova inverze a halo jader, jako je 11 Li, který má velmi difúzní neutronovou kůži vedoucí k celkovému poloměru srovnatelné s 208 Pb. Přestože je tedy odkapávací linie neutronů a proces r ve výzkumu velmi úzce propojeny, jedná se o neznámou hranici, která čeká na budoucí výzkum, a to jak z teorie, tak z experimentu.

Rp -process

Rychlý proton capture proces v X-ray záblesků běží na proton odkapávací linky s výjimkou u některých photodisintegration čekání bodů. To zahrnuje jádra 21 Mg, 30 S, 34 Ar, 38 Ca, 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se, 72 Kr, 76 Sr a 80 Zr.

Jeden jasný vzorec jaderné struktury, který se objevuje, je důležitost párování , protože si všimneme, že všechny výše uvedené čekací body jsou v jádrech se sudým počtem protonů a kromě 21 Mg má také sudý počet neutronů. Čekací body však budou záviset na předpokladech modelu rentgenového výbuchu, jako je kovovost , rychlost narůstání a hydrodynamika, spolu s jadernými nejistotami, a jak je uvedeno výše, přesná definice bodu čekání nemusí být konzistentní od jedné studie k druhé. Ačkoli existují jaderné nejistoty, ve srovnání s jinými výbušnými procesy nukleosyntézy je proces rp docela dobře experimentálně omezen, protože například všechna výše uvedená jádra čekacího bodu byla přinejmenším pozorována v laboratoři. Vzhledem k tomu, že vstupy jaderné fyziky lze nalézt v literatuře nebo kompilacích dat, výpočetní infrastruktura pro jadernou astrofyziku umožňuje provádět výpočty po zpracování na různých modelech výbuchu rentgenového záření a definovat pro sebe kritéria pro čekací bod, jako a také změnit jakékoli jaderné parametry.

Zatímco proces rp v rentgenových záblescích může mít potíže s obcházením čekacího bodu 64 Ge, určitě v rentgenových pulzarech, kde je proces rp stabilní, nestabilita vůči rozpadu alfa klade horní hranici poblíž A  = 100 na hmotnost, která lze dosáhnout nepřetržitým spalováním. Přesný limit je v současné době předmětem vyšetřování; Je známo, že 104–109 Te podléhá alfa rozpadu, zatímco 103 Sb je bez vazby na protony. Ještě předtím, než  je dosaženo limitu blízko A = 100, se předpokládá, že tok protonů se výrazně sníží a zpomalí tak proces rp , před nízkou rychlostí zachycení a cyklem transmutací mezi izotopy cínu, antimonu a teluru při dalším zachycení protonů úplně to ukončit. Ukázalo se však, že pokud dojde k epizodám ochlazování nebo míchání předchozího popela do zóny hoření, lze vytvořit materiál o hmotnosti 126 Xe.

Neutronové hvězdy

V neutronových hvězdách se nacházejí těžká neutronová jádra, protože relativistické elektrony pronikají do jader a vytvářejí inverzní beta rozpad , přičemž elektron se spojí s protonem v jádru za vzniku neutronu a elektronového neutrina:


p
 

E-
 
→ 
n
 

ν
E

Jak se v jádrech vytváří stále více neutronů, energetické hladiny pro neutrony se naplní až na úroveň energie rovnající se klidové hmotnosti neutronu. V tomto okamžiku jakýkoli elektron pronikající do jádra vytvoří neutron, který bude „kapat“ z jádra. V tuto chvíli máme:

A od tohoto bodu dále rovnice

platí, kde p F n je hybnost Fermiho neutronu. Jak jdeme hlouběji do neutronové hvězdy, zvyšuje se hustota volných neutronů a jak se s rostoucí hustotou zvyšuje hybnost Fermi, zvyšuje se energie Fermi , takže energetické hladiny nižší než nejvyšší úroveň dosahují odkapávání neutronů a z jader kape stále více neutronů abychom získali jádra v neutronové tekutině. Nakonec všechny neutrony kapou z jader a my jsme se dostali do nitra neutronové tekutiny neutronové hvězdy.

Známé hodnoty

Odkapávací linka neutronů

Hodnoty odkapávací linie neutronů jsou známy pouze pro prvních deset prvků, od vodíku po neon. Pro kyslík ( Z  = 8) je maximální počet vázaných neutronů 16, což činí 24 O nejtěžším izotopem kyslíku vázaným na částice. U neonů ( Z  = 10) se maximální počet vázaných neutronů zvyšuje na 24 v nejtěžším částicově stabilním izotopu 34 Ne. Umístění odkapávací linky neutronů pro fluor a neon bylo určeno v roce 2017 nepozorováním izotopů bezprostředně za odkapávací čarou. Stejný experiment zjistil, že nejtěžší vázaný izotop dalšího prvku, sodíku, je nejméně 39 Na. Byly to první nové objevy podél odkapávací linie neutronů za více než dvacet let.

Očekává se, že se odkapávací linie neutronů odchýlí od linie stability beta po vápníku s průměrným poměrem neutronů k protonům 2,4. Proto se předpovídá, že odkapávací linie neutronů spadne mimo dosah prvků mimo zinek (kde je odkapávací čára odhadována kolem N  = 60) nebo případně zirkonia (odhaduje se N  = 88), protože žádné známé experimentální techniky nejsou teoreticky schopné vytvořit nezbytná nerovnováha protonů a neutronů v izotopech kapajících linií těžších prvků. Skutečně, izotopy bohaté na neutrony, jako je 49 S, 52 Cl a 53 Ar, které byly vypočteny tak, že leží za odkapávací čárou, byly hlášeny jako vázané v letech 2017–2019, což naznačuje, že neutronová odkapávací linie může ležet ještě dále od beta -stabilita, než se předpokládalo.

V následující tabulce je uveden nejtěžší částicový vázaný izotop z prvních deseti prvků.

Z Druh
01 03 H
02 08 On
03 011 Li
04 014 Be
05 017 B
06 022 C.
07 023 N.
08 024 O
09 031 F
10 034 Ne

Protonová kapací linka

Obecné umístění odkapávací linie protonů je dobře zavedené. U všech prvků, které se přirozeně vyskytují na Zemi a mají lichý počet protonů, byl experimentálně pozorován alespoň jeden druh s energií separace protonů menší než nula. Až do germania je poloha odkapávací čáry pro mnoho prvků se sudým počtem protonů známá, ale žádný z těchto bodů není v hodnocených jaderných datech uveden. Existuje několik výjimečných případů, kdy kvůli párování jader existují některé druhy vázané na částice mimo odkapávací čáru, například 8 B a 178 Au . Lze si také všimnout, že blížící se magickým číslům je odkapávací čára méně chápána. Níže je uvedena kompilace prvních nevázaných jader, o nichž je známo, že leží za linií odkapávání protonů, s počtem protonů, Z a odpovídajících izotopů, převzatým z Národního centra jaderných dat.

Z Druh
02 02 On
03 05 Li
04 06 Be
05 07 B, 09 B
06 08 C.
07 11 N.
08 12 O
09 16 F
10 16 Ne
11 19 Na
12 19 mg
13 21 Al
15 25 str
17 30 Cl
18 30 Ar
19 34 K.
21 39 Sc
22 38 Ti
23 42 V.
25 45 Mn
27 50 Co
29 55 Cu
30 54 Zn
31 59 Ga
32 58 Ge
33 65 As
35 69 Br
37 73 Rb
39 77 Y
41 81 Nb
43 85 TC
45 89 Rh
47 93 Ag
49 97 palců
51 105 Sb
53 110
55 115 Cs
57 119 La
59 123 Pr
61 128 hodin
63 134 Eu
65 139 Tb
67 145 Ho
69 149 Tm
71 155 Lu
73 159 Ta
75 165 Re
77 171 Ir
79 175 Au, 177 Au
81 181 Tl
83 189 Bi
85 195 v
87 201 Fr
89 207 Ac
91 214 Pa
93 219 Np

Viz také

Reference