Р-ядра - P-nuclei

р-ядра (п означает протон -богатые) - это определенные протоны, встречающиеся в природе изотопы некоторых элементы между селен и Меркурий включительно, которые не могут быть произведены ни в s- или r-процесс.

Определение

Часть Таблица нуклидов показывая некоторые стабильные или почти стабильные s-, r- и p-ядра

Классические новаторские работы Бербидж, Бербидж, Фаулер и Хойл (1957)^[1] и А. Г. У. Камерона (1957)^[2] показали, как большинство встречающихся в природе нуклиды за пределами элемента утюг может быть двух видов захват нейтронов процессы, s- и r-процесс. Некоторые богатые протонами нуклиды, встречающиеся в природе, не достигаются в этих процессах, и поэтому для их синтеза требуется по крайней мере один дополнительный процесс. Эти ядра называются р-ядра.

Поскольку определение p-ядер зависит от текущих знаний о s- и r-процессах (см. Также нуклеосинтез ), исходный список из 35 p-ядер может изменяться с годами, как указано в таблице ниже. Например, сегодня признано, что изобилие из ¹⁵²Б-г и ¹⁶⁴Er содержат по крайней мере сильные вклады s-процесс.^[3] Это также относится к тем из ¹¹³В и ¹¹⁵Sn, который дополнительно может быть произведен в r-процесс в небольших количествах.^[4]

В долгожитель радионуклиды ⁹²Nb, ⁹⁷Tc, ⁹⁸Tc и ¹⁴⁶Sm не входят в число классически определенных p-ядер, поскольку они больше не встречаются в природе на Земле. Однако согласно приведенному выше определению они также являются p-ядрами, потому что они не могут образоваться ни в s-, ни в r-процессах. С открытия их продукты распада в пресолнечные зерна можно сделать вывод, что по крайней мере ⁹²Nb и ¹⁴⁶Sm присутствовали в солнечная туманность. Это дает возможность оценить время с момента последнего образования этих p-ядер до образования Солнечная система.^[5]

р-ядра очень редки. Те изотопы элемента, которые являются p-ядрами, обычно менее распространены в десять - тысячу раз, чем другие изотопы того же элемента. Содержание p-ядер можно определить только в геохимический исследования и анализ метеоритный материал и пресолнечные зерна. Их нельзя идентифицировать в звездные спектры. Таким образом, сведения о содержании p-ядер ограничены знаниями Солнечной системы, и неизвестно, являются ли солнечные содержания p-ядер типичными для Солнечной системы. Млечный Путь.^[6]

Список p-ядер

Нуклид	Комментарий
^74Se
^78Kr	долгоживущий радионуклид
^84Sr
^92Nb	долгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
^92Пн
^94Пн
^97Tc	долгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
^98Tc	долгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
^96RU
^98RU
^102Pd
^106CD
^108CD
^113В	(частично) сделано в s-процессе? Вклады r-процесса?
^112Sn
^114Sn
^115Sn	(частично) сделано в s-процессе? Вклады r-процесса?
^120Te
^124Xe
^126Xe
^130Ба	долгоживущий радионуклид
^132Ба
^138Ла	долгоживущий радионуклид; сделано в ν-процессе
^136Ce
^138Ce
^144См
^146См	долгоживущий радионуклид; не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах
^152Б-г	долгоживущий радионуклид; (частично) сделано в s-процессе?
^156Dy
^158Dy
^162Э
^164Э	(частично) сделано в s-процессе?
^168Yb
^174Hf	долгоживущий радионуклид
^180 мТа	(частично) сделано в ν-процессе; Вклады s-процесса?
^180W	долгоживущий радионуклид
^184Операционные системы
^190Pt	долгоживущий радионуклид
^196Hg

Происхождение p-ядер

В астрофизический образование p-ядер еще полностью не изучено. Благоприятный γ-процесс (см. ниже) в сверхновые с коллапсом ядра не может производить все p-ядра в достаточных количествах, согласно современным представлениям. компьютерное моделирование. Вот почему дополнительные механизмы производства и астрофизические сайты исследуются, как описано ниже. Также возможно, что существует не просто один процесс, ответственный за все p-ядра, но что различные процессы в ряде астрофизических центров производят определенные диапазоны p-ядер.^[7]

В поисках соответствующих процессов, создающих p-ядра, обычно определяют возможные механизмы (процессы) образования и затем исследуют их возможную реализацию в различных астрофизических областях. Та же логика применяется в обсуждении ниже.

Основы производства р-нуклидов

В принципе, есть два способа получить богатый протонами нуклиды: путем последовательного добавления протоны к нуклиду (это ядерные реакции типа (p, γ) или путем удаления нейтронов из ядра через последовательности фотодезинтеграции типа (γ, n).^[6][7]

В условиях, встречающихся в астрофизической среде, трудно получить p-ядра посредством захвата протонов, потому что Кулоновский барьер ядра увеличивается с увеличением число протонов. Протону требуется больше энергии для включения (захвачен) в атомное ядро, когда кулоновский барьер выше. Доступная средняя энергия протонов определяется температура звездного плазма. Однако повышение температуры также ускоряет фотодезинтеграцию (γ, p), которая противодействует захватам (p, γ). Единственная альтернатива, позволяющая избежать этого, - иметь очень большое количество доступных протонов, так что эффективное количество захватов в секунду будет большим даже при низкой температуре. В крайних случаях (как обсуждается ниже) это приводит к синтезу чрезвычайно короткоживущих радионуклиды который разлагаться к стабильным нуклидам только после прекращения улавливаний.^[6][7]

Соответствующие комбинации температуры и плотности протонов звездной плазмы должны быть исследованы в поисках возможных механизмов образования p-ядер. Дальше параметры время, доступное для ядерных процессов, а также количество и тип изначально присутствующих нуклидов (зародыши семян).

Возможные процессы

P-процесс

Основная статья: р-процесс

Предполагается, что в p-процессе р-ядра образовались в результате нескольких захватов протонов стабильными нуклидами. Затравочные ядра возникают в результате s- и r-процесса и уже присутствуют в звездной плазме. Как указано выше, существуют серьезные трудности при объяснении всех p-ядер с помощью такого процесса, хотя изначально предлагалось достичь именно этого.^[1][2][6] Позже было показано, что требуемые условия не достигаются в звезды или звездные взрывы.^[8]

Исходя из своего исторического значения, термин р-процесс иногда небрежно используется для любого процесса синтеза p-ядер, даже когда не происходит захват протонов.

Γ-процесс

p-Ядра также могут быть получены фотодезинтеграция из s-процесс и р-процесс ядра. При температуре около 2–3гигакельвины (GK) и короткое время процесса в несколько секунд (для этого требуется взрывной процесс) фотораспад ранее существовавших ядер останется небольшим, ровно настолько, чтобы произвести требуемые крошечные количества p-ядер.^[6][9] Это называется γ-процесс (гамма-процесс), поскольку фотораспад происходит за счет ядерные реакции типов (γ, n), (γ, α) и (γ, p), которые вызваны высокоэнергетическими фотоны (Гамма излучение ).^[9]

Ν-процесс (процесс nu)

Если доступен достаточно интенсивный источник нейтрино, ядерные реакции может непосредственно производить определенные нуклиды, например ⁷Ли, ¹¹B, ¹⁹F, ¹³⁸Ла в сверхновые с коллапсом ядра.^[10]

Быстрые процессы захвата протонов

В p-процессе протоны присоединяются к стабильным или слабым радиоактивный атомные ядра. Если в звездной плазме высокая плотность протонов, даже недолговечная радионуклиды может захватить один или несколько протонов, прежде чем они бета-распад. Это быстро перемещает нуклеосинтез путь от области стабильных ядер до очень богатой протонами стороны карта нуклидов. Это называется быстрый захват протонов.^[7]

Здесь серия (p, γ) реакций продолжается до тех пор, пока либо бета-распад ядра быстрее, чем дальнейший захват протона, или протонная капельная линия достигнуто. Оба случая приводят к одному или нескольким последовательным бета-распадам до тех пор, пока не образуется ядро, которое снова может захватывать протоны до его бета-распада. Затем последовательность захвата протона продолжается.

Можно охватить область самых легких ядер до ⁵⁶Ni в течение секунды, потому что и захват протонов, и бета-распад происходят быстро. Начиная с ⁵⁶Ni, однако, ряд точки ожидания встречаются на пути реакции. Это нуклиды, которые имеют относительно длительный период полураспада (по сравнению со шкалой времени процесса) и может только медленно добавлять еще один протон (то есть их поперечное сечение для (p, γ) реакций мало). Примеры таких точек ожидания: ⁵⁶Ni, ⁶⁰Zn, ⁶⁴Ge, ⁶⁸Se. Дальнейшие точки ожидания могут быть важны в зависимости от подробных условий и местоположения пути реакции. Для таких точек ожидания характерно период полураспада от минут до дней. Таким образом, они значительно увеличивают время, необходимое для продолжения последовательности реакций. Если условия, требуемые для этого быстрого захвата протона, присутствуют только в течение короткого времени (временная шкала взрывных астрофизических событий составляет порядка секунд), точки ожидания ограничивают или препятствуют продолжению реакций с более тяжелыми ядрами.^[11]

Чтобы произвести p-ядра, технологический путь должен охватывать нуклиды, несущие одинаковые массовое число (но обычно содержат больше протонов) в качестве желаемых p-ядер. Эти нуклиды затем превращаются в р-ядра посредством последовательностей бета-распадов после прекращения быстрых захватов протонов.

Вариации основной категории быстрые захваты протонов - это rp-, pn- и νp-процессы, которые будут кратко описаны ниже.

RP-процесс

Основная статья: rp-процесс

Так называемой rp-процесс (rp это для быстрый захват протонов) является чистейшей формой описанного выше процесса быстрого захвата протонов. При плотностях протонов более 10²⁸ протонов / см³ и температурах около 2 GK путь реакции близок к протонная капельная линия.^[11] Точки ожидания могут быть перекрыты при условии, что время процесса составляет 10-600 с. Нуклиды с точкой ожидания производятся с большим содержанием, в то время как образование ядер «позади» каждой точки ожидания все более и более подавляется.

Окончательная конечная точка достигается близко к ¹⁰⁴Те, потому что путь реакции попадает в область нуклидов, которые распадаются предпочтительно за счет альфа-распад и, таким образом, зациклить путь обратно на себя.^[12] Следовательно, rp-процесс может производить только p-ядра с массовые числа меньше или равно 104.

Пн-процесс

Точек ожидания в процессах быстрого захвата протонов можно избежать с помощью (n, p) реакций, которые намного быстрее, чем захват протонов или бета-распады ядер точек ожидания. Это приводит к значительному сокращению времени, необходимого для создания тяжелых элементов, и позволяет эффективно производить за секунды.^[6] Однако для этого требуется (небольшой) запас бесплатных нейтроны которые обычно отсутствуют в такой богатой протонами плазме. Один из способов получить их - высвободить их посредством других реакций, протекающих одновременно с быстрым захватом протонов. Это называется нейтронный быстрый захват протонов или же pn-процесс.^[13]

Νp-процесс

Другая возможность получить нейтроны, необходимые для ускоряющих (n, p) реакций в среде, богатой протонами, - это использование антинейтринного захвата на протонах (
ν
_е +
п
→
е⁺
+
п
), превращая протон и антинейтрино в позитрон и нейтрон. Поскольку (анти) нейтрино очень слабо взаимодействуют с протонами, высокая поток антинейтрино должен воздействовать на плазму с высокой плотностью протонов. Это называется νp-процесс (процесс nu p).^[14]

Возможные сайты синтеза

Сверхновые с коллапсом ядра

Массивный звезды закончить свою жизнь в сверхновая с коллапсом ядра. У такой сверхновой ударный фронт от взрыва проходит от центра звезды через ее внешние слои и выбрасывает их. Когда ударный фронт достигает O / Ne-оболочки звезды (см. Также звездная эволюция ) условия для γ-процесса достигаются за 1-2 с.

Хотя большинство p-ядер можно получить таким способом, некоторые масса области p-ядер оказываются проблемными в модельных расчетах. Уже несколько десятилетий известно, что p-ядра с массовыми числами А <100 не может быть произведен в γ-процессе.^[6][9] Современные симуляции также показывают проблемы в диапазоне 150 ≤ А ≤ 165.^[7][15]

Р-ядро ¹³⁸La не образуется в γ-процессе, но его можно получить в ν-процессе. Горячий нейтронная звезда создается в центре такой сверхновой с коллапсом ядра и излучает нейтрино с высокой интенсивностью. Нейтрино также взаимодействуют с внешними слоями взрывающейся звезды и вызывают ядерные реакции, которые создают ¹³⁸La, среди других ядер.^[10][15] Также ^{180 м}Та может получить вклад от этого ν-процесса.

Было предложено^[14] дополнить γ-процесс во внешних слоях звезды другим процессом, происходящим в самых глубоких слоях звезды, рядом с нейтронной звездой, но все же выбрасываемым вместо того, чтобы падать на поверхность нейтронной звезды. Из-за первоначально большого потока нейтрино от формирующейся нейтронной звезды эти слои становятся чрезвычайно богатыми протонами в результате реакции
ν
_е +
п
→
е⁻
+
п
. Хотя поток антинейтрино изначально слабее, тем не менее будет создано несколько нейтронов из-за большого количества протонов. Это позволяет νp-процесс в этих глубоких слоях. Из-за коротких временных рамок взрыва и высокой Кулоновский барьер Для более тяжелых ядер такой νp-процесс, возможно, может дать только легчайшие p-ядра. Какие ядра сделаны и сколько их, во многом зависит от многих деталей моделирования, а также от фактического механизма взрыва сверхновой с коллапсом ядра, который до сих пор полностью не изучен.^[14][16]

Термоядерные сверхновые

А термоядерная сверхновая это взрыв белый Гном в двойная звезда система, запускаемая термоядерными реакциями в веществе от звезды-компаньона сросшийся на поверхности белого карлика. Сросшееся вещество богато водород (протоны) и гелий (α-частицы ) и становится достаточно горячим, чтобы позволить ядерные реакции.

В литературе обсуждается ряд моделей таких взрывов, две из которых были исследованы в связи с перспективой получения р-ядер. Ни один из этих взрывов не испускает нейтрино, что делает невозможным ν- и νp-процесс. Условия, необходимые для rp-процесса, также не достигаются.

Детали возможного образования p-ядер в таких сверхновых сильно зависят от состава вещества, аккрецированного от звезды-компаньона ( зародыши семян для всех последующих процессов). Поскольку это может значительно меняться от звезды к звезде, все утверждения и модели р-образования термоядерных сверхновых подвержены большой неопределенности.^[6]

Сверхновые типа Ia

Консенсусная модель термоядерных сверхновых предполагает, что белый карлик взрывается после превышения Предел Чандрасекара за счет аккреции вещества, потому что сжатие и нагревание воспламеняют взрывоопасные сжигание углерода под выродиться условия. Фронт ядерного горения пробегает белого карлика изнутри и разрывает его на части. Затем самые внешние слои находятся непосредственно под поверхностью белого карлика (содержащего 0,05 солнечные массы материи) демонстрируют правильные условия для γ-процесса.^[17]

Р-ядра образуются так же, как и в γ-процессе в сверхновых с коллапсом ядра, и также встречаются те же трудности. Кроме того, ¹³⁸Ла и ^{180 м}Та не производятся. Вариация обилия семян при условии увеличения s-процесс Обилие только масштабирует распространенность образующихся p-ядер, не решая проблем относительного недопроизводства в указанных выше диапазонах ядерных масс.^[6]

субчандрасекар сверхновые

В подклассе сверхновые типа Ia, так называемой субЧандрасекар сверхноваябелый карлик может взорваться задолго до того, как достигнет предела Чандрасекара, потому что ядерные реакции в аккрецированном веществе могут уже нагреть белый карлик во время его фазы аккреции и вызвать преждевременное взрывное горение углерода. Обогащенная гелием аккреция способствует этому типу взрыва. Сжигание гелия дегенеративно воспламеняется на дне сросшегося слоя гелия и вызывает два ударных фронта. Тот, что движется внутрь, воспламеняет углеродный взрыв. Движущийся наружу фронт нагревает внешние слои белого карлика и выбрасывает их. Опять же, эти внешние слои являются участком γ-процесса при температурах 2-3 GK. Однако из-за наличия α-частиц (ядер гелия) становятся возможными дополнительные ядерные реакции. Среди них такие, которые выделяют большое количество нейтронов, например ¹⁸О (а, п)²¹Ne, ²²Ne (α, n)²⁵Mg и ²⁶Mg (α, п)²⁹Si. Это позволяет pn-процесс в той части внешних слоев, которая испытывает температуру выше 3 GK.^[6][13]

Те легкие p-ядра, которые не образуются в γ-процессе, могут быть настолько эффективно получены в pn-процессе, что даже показывают гораздо большее количество, чем другие p-ядра. Чтобы получить наблюдаемые солнечные относительные содержания, сильно усиленный s-процесс необходимо предположить затравку (в 100–1000 раз и более), которая увеличивает выход тяжелых p-ядер из γ-процесса.^[6][13]

Нейтронные звезды в двойных звездных системах

Основная статья: rp-процесс

А нейтронная звезда в двойная звезда Система также может аккрецировать вещество от звезды-компаньона на своей поверхности. Комбинированный водород и горение гелия воспламеняется, когда сросшийся слой дегенеративная материя достигает плотности10⁵–10⁶ г / см³ и температура выше 0,2 ГК. Это ведет к термоядерный горение сравнимо с тем, что происходит в движущемся наружу ударном фронте сверхновых сверхновых Чандрасекара. Сама нейтронная звезда не подвержена взрыву, поэтому ядерные реакции в аккрецированном слое могут продолжаться дольше, чем при взрыве. Это позволяет установить rp-процесс. Это будет продолжаться до тех пор, пока либо не будут израсходованы все свободные протоны, либо горящий слой не расширится из-за повышения температуры и его плотность не упадет ниже плотности, необходимой для ядерных реакций.^[11]

Было показано, что свойства Рентгеновские вспышки в Млечный Путь можно объяснить rp-процессом на поверхности аккрецирующих нейтронных звезд.^[18] Однако остается неясным, может ли материя (и если, сколько материи) быть выброшена и покинуть гравитационное поле нейтронной звезды. Только в этом случае такие объекты можно рассматривать как возможные источники p-ядер. Даже если это подтверждается, продемонстрированная конечная точка rp-процесса ограничивает производство легкими p-ядрами (которые недостаточно продуцируются в сверхновых с коллапсом ядра).^[12]

Смотрите также

• Список нерешенных проблем физики

Рекомендации

1. Э. М. Бербидж; Г. Р. Бербидж; В. А. Фаулер; Фред Хойл (1957). «Синтез элементов в звездах» (PDF). Обзоры современной физики. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957РвМП ... 29..547Б. Дои:10.1103 / RevModPhys.29.547.
2. А. Г. В. Кэмерон: Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез. В: Публикации Тихоокеанского астрономического общества, Vol. 69, 1957, с. 201-222. (онлайн )
3. К. Арландини, Ф. Кэппелер, К. Висшак, Р. Галлино, М. Лугаро, М. Буссо, О. Страньеро: Захват нейтронов в маломассивных асимптотических звездах-гигантах: поперечные сечения и сигнатуры изобилия. В: Астрофизический журнал, Vol. 525, 1999, с. 886-900. ( Дои:10.1086/307938 )
4. Zs. Немет, Ф. Кэппелер, К. Тайс, Т. Бельгия, С. В. Йейтс: Нуклеосинтез в области Cd-In-Sn. В: Астрофизический журнал, Vol. 426, 1994, с. 357-365. ( Дои:10.1086/174071 )
5. Н. Дауфас, Т. Раушер, Б. Марти, Л. Рейсберг: Короткоживущие p-нуклиды в ранней Солнечной системе и их влияние на нуклеосинтетическую роль рентгеновских двойных систем. В: Ядерная физика, Vol. A719, 2003 г., стр. C287-C295 ( Дои:10.1016 / S0375-9474 (03) 00934-5, arXiv.org:astro-ph/0211452 )
6. М. Арно, С. Гориели: P-процесс звездного нуклеосинтеза: состояние астрофизики и ядерной физики. В: Отчеты по физике 384, 2003, с. 1-84.
7. Т. Раушер: Происхождение p-ядер во взрывном нуклеосинтезе. В: Труды науки XI_059.pdf PoS (NIC XI) 059^{[постоянная мертвая ссылка ]}, 2010 (arXiv.org:1012.2213 )
8. Дж. Аудуз, Дж. У. Труран: Р-процесс нуклеосинтеза в среде оболочки сверхновой после шока. В: Астрофизический журнал, Vol. 202, 1975, с. 204-213. ( Дои:10.1086/153965 )
9. С. Э. Вусли, В. М. Ховард: P-процесс в сверхновых. В: Приложение к астрофизическому журналу, Vol. 36, 1978, с. 285–304. (Дои:10.1086/190501 )
10. С. Э. Вусли, Д. Хартманн, Р. Д. Хоффман, В. К. Хэкстон: Ν-процесс. В: Астрофизический журнал, Vol. 356, 1990, стр. 272-301. ( Дои:10.1086/168839 )
11. Х. Шац и др .: rp-процесс нуклеосинтеза в условиях экстремальной температуры и плотности. В: Отчеты по физике, Vol. 294, 1998, с. 167-263. ( Дои:10.1016 / S0370-1573 (97) 00048-3 )
12. Х. Шац и др .: Конечная точка процесса РП по аккреции нейтронных звезд. В: Письма с физическими проверками, Vol. 86, 2001, с. 3471-3474. ([1] Дои:10.1016 / 10.1103 / PhysRevLett.86.3471 )
13. С. Гориели, Дж. Хосе, М. Эрнанц, М. Райе, М. Арно: He-детонация в белых карликах CO суб-Чандрасекара: новое понимание энергетики и нуклеосинтеза p-процесса. В: Астрономия и астрофизика, Vol. 383, 2002, с. L27-L30. ( Дои:10.1051/0004-6361:20020088 )
14. К. Фрёлих, Г. Мартинес-Пинедо, М. Либендорфер, Ф.-К. Тилеманн, Э. Браво, В. Р. Хикс, К. Ланганке, Н. Т. Зиннер: Нейтрино-индуцированный нуклеосинтез A> 64 ядер: процесс νp. В: Письма с физическими проверками, Vol. 96, 2006, статья 142502. ( Дои:10.1103 / PhysRevLett.96.142502 )
15. Т. Раушер, А. Хегер, Р. Д. Хоффман, С. Э. Вусли: Нуклеосинтез в массивных звездах с улучшенной ядерной и звездной физикой. В: Астрофизический журнал, Vol. 576, 2002, с. 323-348. ( Дои:10.1086/341728 )
16. К. Фрёлих и др .: Состав самого внутреннего выброса сверхновой с коллапсом ядра. В: Астрофизический журнал, Vol. 637, 2006, с. 415-426. ( Дои:10.1086/498224 )
17. В. М. Ховард, С. Б. Мейер, С. Э. Вусли: Новый сайт об астрофизическом гамма-процессе. В: Письма в астрофизический журнал, Vol. 373, 1991, стр. L5-L8. ( Дои:10.1086/186038 )
18. С. Э. Вусли и др .: Модели рентгеновских всплесков I типа с улучшенной ядерной физикой. В: Приложение к астрофизическому журналу, Vol. 151, 2004, с. 75-102. ( Дои:10.1086/381553 )