Proces r

Procesul r (din engleză rapid - „rapid”) sau procesul rapid de captare a neutronilor este procesul de formare a nucleelor mai grele din cele mai ușoare prin captarea succesivă a neutronilor în timpul reacțiilor. $\left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\dreapta)$

Captarea neutronilor continuă atâta timp cât rata de captare a neutronilor este mai mare decât rata de dezintegrare a izotopilor . Apoi atomul suferă dezintegrare β - și captarea neutronilor continuă. $\left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\dreapta)$

Istoricul descoperirilor

În 1956, Hans Suess și Harold Urey au publicat un tabel cu abundența elementelor chimice . Acest tabel a indicat existența unei reacții rapide de captare a neutronilor, deoarece elementele grele din el aveau o abundență relativă destul de mare. Concentrații mari de germaniu , xenon și platină ar putea exista doar dacă rata de captare a neutronilor de către izotopii radioactivi ai elementelor grele depășește rata de dezintegrare β a acelorași elemente. Conform teoriei învelișului nuclear , nucleele radioactive trebuie să se descompună în izotopi ai elementelor enumerate mai sus, cărora nu li se pot adăuga neutroni suplimentari. Din abundența relativ mare a nucleelor enumerate mai sus, rezultă că și alte elemente pot participa la reacții similare de captare a neutronilor. Procesele de captare rapidă a neutronilor de către izotopi, de asemenea, bogate în neutroni, sunt numite r-proceses (din engleză rapid - fast). Tabelul de abundență a izotopilor grei, care separă fenomenologic procesele s și procesele r, a fost publicat pentru prima dată în 1957 într-o recenzie a lui Marguerite Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler și Fred Hoyle [1] . Această lucrare fundamentală este cunoscută sub numele de B 2 FH (după numele autorilor). A descris fizica acestor procese și le-a dat un nume. B 2 FH a inclus, de asemenea, teoria nucleosintezei stelare și a formulat câteva dintre ideile principale ale astrofizicii nucleare moderne .

Procesul r descris în B 2 FH a fost mai întâi simulat cu succes numeric la Caltech de Philip Seeger , William Fowler și Donald Clayton , care au calculat abundența elementelor implicate și au arătat, de asemenea, evoluția procesului în timp. De asemenea, au reușit să modeleze mai precis diferențele dintre procesele s și procesele r care implică izotopi grei și, prin urmare, să obțină date mai precise despre abundența izotopilor formați în procesele r decât cele date în B 2 FH.

Majoritatea izotopilor bogați în neutroni ai elementelor mai grele decât nichelul se formează (fie exclusiv, fie parțial) ca urmare a descompunerii β a izotopilor puternic radioactivi obținuți ca urmare a captării succesive de neutroni în procesele r.

Reacții nucleare

Cursul procesului r în stele

Condiții probabile pentru ca procesul r să aibă loc în stele:

Unda de șoc generată în timpul exploziei unei supernove , care trece prin straturile de heliu și neon , provoacă o reacție cu concentrația necesară de neutroni. $\mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}He}\rightarrow\mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^{1}n}$
Partea centrală a unei stele masive, care se află în stadiul pre-supernova, conține un număr mare de neutroni și particule produse în timpul fotodezintegrării fierului în stadiul final de evoluție. În centrul unei astfel de stele se creează condiții pentru sinteza explozivă a elementelor. $\displaystyle\mathrm{\alpha}$ $\mathrm{^{56}Fe} + \mathrm{\gamma}\rightarrow 13\,\mathrm{^{4}He} + 4\,\mathrm{^{1}n}$

Eliberarea de neutroni din captarea electronilor în timpul prăbușirii unui nucleu de supernovă, împreună cu creșterea densității materiei, fac din procesul r principalul proces care poate avea loc chiar și în stelele de tip III , constând în întregime din hidrogen și heliu . . Acesta este oarecum diferit de rolul procesului r ca proces minor și care necesită fier, așa cum este descris în B2FH.

Vezi și

Link -uri

B.C. Ișhanov , I. M. Kapitonov , I. A. Tutyn . Reacții sub influența neutronilor r-process (27 februarie 2009). Preluat: 26 iunie 2010. (nedefinit)
R. Reifarth, C. Lederer, F. Käppeler. Reacții cu neutroni în astrofizică // Journal of Physics G: Fizica nucleară și a particulelor. - 2014. - Vol. 41 . — P. 053101 . - arXiv : 1403,5670 .
Thielemann, F.-K.; et al. (2011). „Care sunt locurile astrofizice pentru procesul r și producerea elementelor grele?”. Progrese în fizica particulelor și nucleară . 66 (2): 346-353. Cod biblic : 2011PrPNP..66..346T . DOI : 10.1016/j.ppnp.2011.01.032 .

Note

↑ Burbidge EM , Burbidge GR , Fowler WA , Hoyle F. Synthesis of the Elements in Stars // Reviews of Modern Physics. - 1957. - Vol. 29 , nr. 4 . - P. 547-650 . - doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . - Cod biblic .

Dicționare și enciclopedii	mare chinezesc Britannica (online)

Stele
Clasificare	Hipergiganți supergiganți Giganți strălucitori Giganți Subgiganți Stele din secvența principală (pitici) subpitici pitice albe stele cu hipervelocitate stele variabile
Obiecte substelare	pitică brună pitic subbrun Planetară
Evoluţie	Formare protostar Steaua în secvența principală Secvența principală Ramura subgigant Ramura gigant rosie ramură orizontală îngroșare roșie buclă albastră Ramura asimptotică a giganților nebuloasă planetară supernova pitic alb pitic albastru stea neutronică Gaură neagră
Nucleosinteza	Ciclul proton-proton Ciclul CNO flash de heliu Reacție triplă cu heliu Arderea carbonului detonarea carbonului arderea neonului arderea oxigenului Arderea siliconului s-proces proces r p-proces procesul rp proces alfa
Structura	Nucleu zona convectiva zona radianta atmosfera stelară Fotosferă Cromosferă coroană Vânt Un câmp magnetic
Proprietăți	Mărimea absolută metalicitatea Indice de culoare Mișcarea corectă Clasa spectrală Temperatura efectivă
Concepte înrudite	Corp complet negru Diagrama Hertzsprung-Russell Asociații de vedete sisteme stelare clustere de stele sisteme planetare linii Fraunhofer
Liste de stele	Cel mai masiv Cel mai mare Cel mai luminos cu cea mai mare luminozitate Cel mai apropiat pitice brune Numele proprii de stele