r -process - r-process
| Nukleární fyzika |
|---|
 |
| Jádro · Nukleony ( p , n ) · Jaderná hmota · Jaderná síla · Jaderná struktura · Jaderná reakce |
V jaderné astrofyzice je proces rychlého zachycování neutronů , známý také jako r -proces , souborem jaderných reakcí, které jsou zodpovědné za vytvoření přibližně poloviny atomových jader těžších než železo ; „těžké prvky“, přičemž druhou polovinu produkuje p -proces a s -proces . Proces r -obvykle syntetizuje nejstabilnější izotopy každého těžkého prvku bohaté na neutrony. Proces r -může typicky syntetizovat nejtěžší čtyři izotopy každého těžkého prvku a dva nejtěžší izotopy, které se označují jako jádra pouze pro r , lze vytvořit pouze prostřednictvím r -procesu. Vrcholy hojnosti pro r -proces se vyskytují v blízkosti hmotnostních čísel A = 82 (prvky Se, Br a Kr), A = 130 (prvky Te, I a Xe) a A = 196 (prvky Os, Ir a Pt).
R -process znamená sled rychlých neutronových záchytů (odtud název), jedním nebo více těžkých osiva jader , obvykle začíná s jádry ve vrcholu hojnosti soustředil na 56 Fe . Zachycení musí být rychlé v tom smyslu, že jádra nesmí mít čas podstoupit radioaktivní rozpad (obvykle prostřednictvím β - rozpadu), než dorazí další neutron, aby byl zachycen. Tato sekvence může pokračovat až na hranici stability jader stále bohatších na neutrony (odkapávací linie neutronů ), aby fyzicky udržela neutrony, jak se řídí jadernou silou krátkého dosahu. Proces r -proto musí nastat v místech, kde existuje vysoká hustota volných neutronů . Počáteční studie se domnívají, že by bylo zapotřebí 10 24 volných neutronů na cm 3 , pro teploty přibližně 1 GK, aby odpovídaly čekacím bodům, ve kterých již nelze zachytit žádné další neutrony, s atomovými čísly vrcholů hojnosti pro r -proces jádra. To představuje téměř gram volných neutronů na každý centimetr krychlový, což je úžasné číslo vyžadující extrémní umístění. Tradičně to navrhovalo materiál vysunutý z znovuexpandovaného jádra supernovy s kolapsem jádra jako součást nukleosyntézy supernovy nebo dekomprese hmoty neutronové hvězdy odhozené sloučením binárních neutronových hvězd . Relativní příspěvek každého z těchto zdrojů k astrofyzikálnímu množství prvků r -process je věcí pokračujícího výzkumu.
K omezené sérii r -procesů podobných neutronových záchytů dochází v menší míře při explozích termonukleárních zbraní . To vedlo k objevu prvků einsteinium (prvek 99) a fermium (prvek 100) ve spadu jaderných zbraní .
The ra -process kontrastuje s y -process , druhou převládající mechanismu pro výrobu těžkých prvků, což je nucleosynthesis pomocí pomalých záchytů neutronů. Proces s -proces se primárně vyskytuje v běžných hvězdách, zejména v hvězdách AGB , kde je tok neutronů dostačující na to, aby se záchvaty neutronů opakovaly každých 10–100 let, příliš pomalé na proces r , který vyžaduje 100 zachycení za sekundu. Proces s -je sekundární , což znamená, že vyžaduje, aby již existující těžké izotopy jako zárodečná jádra byly převedeny na jiná těžká jádra pomalou sekvencí zachycení volných neutronů. S ra -process scénářů vytvářet vlastní semen jádra, takže by mohli pokračovat v masivních hvězd, které neobsahují žádné těžké semen jádra. Celkově vzato, procesy r - a s - představují téměř celou hojnost chemických prvků těžších než železo. Historickou výzvou bylo najít fyzická nastavení odpovídající jejich časovým měřítkům.
Dějiny
Po průkopnickém výzkumu velkého třesku a vzniku helia ve hvězdách bylo podezření, že existuje neznámý proces zodpovědný za produkci těžších prvků nalezených na Zemi z vodíku a helia. Jeden z prvních pokus o vysvětlení přišel z Chandrasekhar a Louis R. Henrich, který předpokládá, že prvky, které byly vyrobeny při teplotě mezi 6 x 10 9 a 8 x 10 9 K . Jejich teorie počítala s prvky až po chlor , ačkoli neexistovalo žádné vysvětlení pro prvky o atomové hmotnosti těžší než 40 amu v nezanedbatelném množství. To se stalo základem studie Freda Hoylea , který vyslovil hypotézu, že podmínky v jádru kolabujících hvězd by umožnily nukleosyntézu zbytku prvků rychlým zachycením hustě zabalených volných neutronů. Zůstávaly však nezodpovězené otázky týkající se rovnováhy ve hvězdách, která byla nutná k vyvážení beta-rozpadů a přesně k vyjádření množství prvků, které by se za takových podmínek vytvořily.
Potřeba fyzického nastavení zajišťujícího rychlé zachycení neutronů , o kterém bylo známo, že téměř jistě hraje roli při tvorbě prvků, byla také vidět v tabulce množství izotopů těžkých prvků od Hanse Suesse a Harolda Ureye v roce 1956. Jejich tabulka četnosti odhalila větší než průměrné množství přírodních izotopů obsahujících magická čísla neutronů a také početnost vrcholí asi o 10 amu lehčí než stabilní jádra obsahující magická čísla neutronů, kterých bylo také mnoho, což naznačuje, že jádra bohatá na radioaktivní neutrony mají magická neutronová čísla, ale zhruba deset vzniklo méně protonů. Tato pozorování také naznačovala, že rychlé zachycení neutronů proběhlo rychleji než rozpad beta a výsledné vrcholy hojnosti byly způsobeny takzvanými čekacími body na magických číslech. Tento proces, rychlé zachycení neutronů izotopy bohatými na neutrony, se stal známým jako r -proces, zatímco s -proces byl pojmenován podle charakteristického pomalého zachycování neutronů. Tabulka rozdělující těžké izotopy fenomenologicky mezi izotopy s -pro a r -proces byla publikována v roce 1957 v recenzním dokumentu B 2 FH , který pojmenoval r -process a nastínil fyziku, která ji vede. Alastair GW Cameron ve stejném roce také publikoval menší studii o r -procesu.
Stacionární r -proces popsaný papírem B 2 FH byl poprvé demonstrován na časově závislém výpočtu na Caltech Phillipem A. Seegerem, Williamem A. Fowlerem a Donaldem D. Claytonem , kteří zjistili, že žádný jediný dočasný snímek neodpovídá sluneční r -procesové hojnosti, ale, když je superponováno, dosáhlo úspěšné charakterizace distribuce hojnosti r -procesu. Kratší distribuce zdůrazňují nadbytky při atomových hmotnostech nižších než A = 140 , zatímco dlouhodobější distribuce zdůrazňují ty s atomovou hmotností vyšší než A = 140 . Následné úpravy r -procesu tyto časové rysy posílily. Seeger a kol. byli také schopni zkonstruovat další kvantitativní rozdělení mezi s -process a r -process hojnost tabulky těžkých izotopů, čímž se vytváří spolehlivější křivky množství za v r -process izotopů než B 2 FH byl schopen definovat. Dnes se r -procesové nadbytky určují pomocí jejich techniky odečtení spolehlivějších izotopických nadbytků s -procesu od celkových izotopických výskytů a přičtení zbytku r -procesové nukleosyntéze. Tato křivka hojnosti r -procesu (vs. atomová hmotnost) poskytuje po mnoho desetiletí cíl pro teoretické výpočty hojností syntetizovaných fyzickým r -procesem.
Vytvoření volných neutronů zachycením elektronů během rychlého kolapsu na vysokou hustotu jádra supernovy spolu s rychlou montáží některých zárodečných jader bohatých na neutrony činí z r -procesu primární proces nukleosyntézy , což znamená proces, který může nastat i ve hvězdě zpočátku čistého H a He, na rozdíl od označení B 2 FH jako sekundárního procesu stavějícího na již existujícím železe. Primární hvězdná nukleosyntéza začíná v galaxii dříve než sekundární nukleosyntéza. Alternativně by vysoká hustota neutronů v neutronových hvězdách byla k dispozici pro rychlou montáž do jader r -procesu, pokud by srážkou došlo k vysunutí částí neutronové hvězdy, která se poté rychle uvolní bez uvěznění. Tato sekvence by také mohla začít dříve v galaktickém čase, než by s -procesní nukleosyntéza; takže každý scénář odpovídá dřívějšímu růstu množství r -procesů v galaxii. Každý z těchto scénářů je předmětem aktivního teoretického výzkumu. Observační důkazy z počátku r -process obohacování mezihvězdného plynu a dalších nově vzniklých hvězd, jak platil o hojnosti vývoji galaxie hvězd, byl nejprve vyložen James W. Truran v roce 1981. On a následné astronomové ukázaly, že vzor hojnosti těžkých prvků v nejranějších hvězdách chudých na kov odpovídal tvaru sluneční křivky r -proces, jako by chyběla složka s -proces. To bylo v souladu s hypotézou, že s -proces ještě nezačal obohacovat mezihvězdný plyn, když se z tohoto plynu narodily tyto mladé hvězdy postrádající s -proces, protože pro s -proces to vyžaduje asi 100 milionů let galaktické historie začít, zatímco proces r může začít po dvou milionech let. Ty to -process chudé, r hvězdné kompozice -process bohatých musel narodit dříve než kterýkoliv to -process, což ukazuje, že r -process vynoří z rychle se vyvíjejících hmotných hvězd, které se stanou supernovy a nechat neutronové hvězdy zbytky, které lze spojit s další neutronová hvězda. Primární povaha raného procesu r proto pochází z pozorovaných spektrů hojnosti u starých hvězd, které se narodily brzy, když byla galaktická metalíza ještě malá, ale přesto obsahovaly jejich doplněk jader r -procesu.
Obě interpretace, přestože jsou obecně podporovány odborníky na supernovy, musí ještě dosáhnout zcela uspokojivého výpočtu hojnosti r -procesu, protože celkový problém je početně impozantní, ale stávající výsledky jsou podpůrné. V roce 2017 byla objevena nová data o r -procesu, když observatoře gravitačních vln LIGO a Panny objevily fúzi dvou neutronových hvězd vysílajících r -procesní hmotu. Viz astrofyzikální místa níže.
Pozoruhodné je, že r -proces je zodpovědný za naši přirozenou kohortu radioaktivních prvků, jako je uran a thorium, a také za nejvíce izotopy bohaté na neutrony každého těžkého prvku.
Nukleární fyzika
Existují tři kandidátní lokality pro r -process nucleosynthesis, kde se myslelo, že požadované podmínky existují: low-masový supernovy , typu II supernov a neutronové hvězdy fúze .
Bezprostředně po silném stlačení elektronů v supernově typu II je blokován rozpad beta-minus . Důvodem je, že vysoká hustota elektronů vyplňuje všechny dostupné stavy volných elektronů až do Fermiho energie, která je větší než energie jaderného rozpadu beta. K jadernému zachycení těchto volných elektronů však stále dochází a způsobuje rostoucí neutronizaci hmoty. To má za následek extrémně vysokou hustotu volných neutronů, které se nemohou rozpadat, řádově 10 24 neutronů na cm 3 , a vysoké teploty . Jak se to znovu rozšiřuje a ochlazuje, zachycování neutronů stále existujícími těžkými jádry probíhá mnohem rychleji než rozpad beta-minus . V důsledku toho r -proces běží podél linie odkapávání neutronů a vznikají vysoce nestabilní jádra bohatá na neutrony.
Tři procesy, které ovlivňují stoupání neutronové odkapávací linie, jsou pozoruhodné snížení průřezu zachycení neutronů v jádrech s uzavřenými neutronovými obaly , inhibiční proces fotodisintegrace a stupeň jaderné stability v oblasti těžkých izotopů. Zachycování neutronů v r -procesní nukleosyntéze vede k vytvoření slabě vázaných jader bohatých na neutrony s energiemi separace neutronů již od 2 MeV. V této fázi je dosaženo uzavřených neutronových obalů na N = 50, 82 a 126 a zachycování neutronů je dočasně pozastaveno. Tyto takzvané čekací body se vyznačují zvýšenou vazebnou energií ve srovnání s těžšími izotopy, což vede k nízkým průřezům zachycení neutronů a nahromadění semi-magických jader, která jsou stabilnější vůči rozpadu beta. Kromě toho jsou jádra za uzávěry skořepiny náchylná k rychlejšímu rozpadu beta kvůli jejich blízkosti k odkapávací linii; u těchto jader dochází k beta rozpadu před dalším zachycením neutronů. Jádra čekacího bodu se pak nechají beta rozpadat směrem ke stabilitě, než může dojít k dalšímu zachycení neutronů, což má za následek zpomalení nebo zmrazení reakce.
Snižující se jaderná stabilita ukončí r -proces, když se jeho nejtěžší jádra stanou nestabilními vůči spontánnímu štěpení, když se celkový počet nukleonů přiblíží 270. štěpná bariéra může být dostatečně nízká před 270, takže zachycení neutronů může indukovat štěpení místo pokračování v odkapávání neutronů čára. Poté, co tok neutronů klesá, tato vysoce nestabilní radioaktivní jádra procházejí rychlou posloupností rozpadů beta, dokud nedosáhnou stabilnějších jader bohatých na neutrony. Zatímco s -proces vytváří množství stabilních jader s uzavřenými neutronovými obaly, r -proces v jádrech předchůdců bohatých na neutrony vytváří množství radioaktivních jader asi 10 amu pod píky s -procesu po jejich rozpadu zpět na stabilitu.
R -process také se vyskytuje v termonukleární zbraně, a byl zodpovědný za počáteční objev neutronové bohaté téměř stabilními izotopy aktinidů jako plutonia-244 a nových prvků einsteinium a fermium (atomová čísla 99 a 100) v roce 1950. Bylo navrženo, že několik jaderných výbuchů by umožnilo dosáhnout ostrova stability , protože postižené nuklidy (počínaje uranem-238 jako zárodečnými jádry) by neměly čas na beta rozpad až k rychle spontánně štěpícím nuklidům na čára beta stability před absorbovat více neutronů v dalším výbuchu, čímž poskytuje možnost dosáhnout neutronové bohatých superheavy nuklidy jako kopernicium -291 a -293, které by měly mít poločasy staletí či tisíciletí.
Astrofyzikální místa
Jako nejpravděpodobnější kandidátské místo pro r -proces se již dlouho navrhovaly supernovy s kolapsem jádra (spektrální typy Ib , Ic a II ), které mohou poskytnout nezbytné fyzikální podmínky pro r -proces. Velmi nízké zastoupení jader r -procesu v mezihvězdném plynu však omezuje množství, které může každé z nich vysunout. Vyžaduje buď, aby pouze malá část supernov vysunula jádra r -procesu do mezihvězdného média , nebo aby každá supernova vysunula jen velmi malé množství materiálu r -process. Vyhozený materiál musí být relativně bohatý na neutrony, což je podmínka, které bylo v modelech obtížné dosáhnout, aby astrofyzici zůstali znepokojeni ohledně jejich přiměřenosti pro úspěšné výtěžky r -procesu.
V roce 2017 byla objevena zcela nová astronomická data o procesu r v datech o sloučení dvou neutronových hvězd . Pomocí dat gravitační vlny zachycených v GW170817 k identifikaci umístění fúze několik týmů pozorovalo a studovalo optická data fúze a nacházelo spektroskopický důkaz materiálu r -procesu odhozeného sloučenými neutronovými hvězdami. Převážná část tohoto materiálu se skládá ze dvou typů: horké modré masy vysoce radioaktivních hmot r -procesů těžkých jader s nižším hmotností ( A <140, jako je stroncium ) a chladnější červené hmoty s vyšším hmotností číslo r -process jádra ( A > 140 ) bohatá na aktinidy (jako uran , thorium a californium ). Po uvolnění z obrovského vnitřního tlaku neutronové hvězdy se tyto ejekce roztahují a vytvářejí těžká jádra semen, která rychle zachycují volné neutrony a vyzařují detekované optické světlo asi týden. Takové trvání svítivosti by nebylo možné bez zahřívání vnitřním radioaktivním rozpadem, který zajišťují r -procesní jádra poblíž jejich čekacích bodů. Dva odlišné hmotnosti oblasti ( A <140 a A > 140 ) pro R -process výtěžky jsou známé od výpočtů závislých poprvé r -process. Kvůli těmto spektroskopickým rysům bylo argumentováno, že taková nukleosyntéza v Mléčné dráze byla primárně ejecta z fúzí neutronových hvězd spíše než ze supernov.
Tyto výsledky nabízejí novou možnost objasnění šesti desetiletí nejistoty ohledně místa původu jader r -procesu. Potvrzení relevance pro r -proces je, že je to radiogenní energie z radioaktivního rozpadu jader r -procesu, která udržuje viditelnost těchto spun off r -process fragmentů. Jinak by rychle ztmavly. Taková alternativní místa byla poprvé vážně navržena v roce 1974 jako dekompresní hmota neutronové hvězdy . Bylo navrženo, aby taková hmota byla vyvržena z neutronových hvězd splývajících s černými dírami v kompaktních binárních souborech. V roce 1989 (a 1999) byl tento scénář rozšířen na fúze binárních neutronových hvězd ( binární hvězdný systém dvou neutronových hvězd, které se srazí). Po předběžné identifikaci těchto lokalit byl scénář potvrzen v GW170817 . Současné astrofyzikální modely naznačují, že jediná fúze neutronové hvězdy mohla vygenerovat 3 až 13 pozemských hmotností zlata.