r-процесс

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к: навигация, поиск
Ядерные процессы
Радиоактивный распад

Нуклеосинтез

r-Проце́сс или быстрый процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе \left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\right) реакций.

Захват нейтронов продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов \left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\right) выше, чем темп распада изотопа. Затем атом претерпевает β-распад и захват нейтронов продолжается.

История открытия[править | править вики-текст]

В 1956 году Ганс Зюсс и Гарольд Юри опубликовали таблицу распространённости химических элементов. Из этой таблицы следовало существование некоторой быстрой реакции захвата нейтронов, поскольку тяжёлые элементы в ней обладали достаточно высокой относительной распространённостью. Высокие концентрации германия, ксенона и платины могли существовать, только если скорость захвата нейтронов радиоактивными изотопами тяжёлых элементов должна превосходить скорость β-распада этих самых элементов. В соответствии с теорией оболочечного строения ядра, радиоактивные ядра должны распадаться на изотопы перечисленных выше элементов к которым нельзя добавить дополнительные нейтроны. Таким образом из относительно высокой распространённости перечисленных выше ядер следует, что другие элементы так же могут участвовать в подобных реакциях захвата нейтронов. Такие процессы быстрого захвата нейтронов изотопами, так же богатыми нейтронами, получили название r-процессов (от англ. rapid — быстрый). Таблица распространённости тяжёлых изотопов, феноменологически разделяющая s-процессы и r-процессы, была впервые опубликована в обзоре B2FH в 1957 году, в котором было дано название и описана физика этих процессов. В B2FH была так же включена теория звёздного нуклеосинтеза и сформулированы некоторые из основных идей современной ядерной астрофизики.

R-процесс, описаный в B2FH, был впервые успешно численно смоделирован в Калифорнийском технологическом институте Филиппом Сигером, Уильямом Фаулером и Дональдом Клейтоном, рассчитавшими распространённости участвующих элементов, а так же показавшими эволюцию процесса во времени. Так же им удалось более точно смоделировать различия в s-процессах и r-процессах, происходящих с участием тяжёлых изотопов и, тем самым, получить более точные данные по распространённости r-процесса, чем приведённые в B2FH.

Большинство нейтронно-избыточных изотопов элементов, более тяжелых чем никель, производятся либо исключительно, либо частично, с помощью β-распада сильно радиоактивных веществ, полученных в результате последовательного захвата нейтронов в r-процессах.

Ядерные реакции[править | править вики-текст]

Протекание r-процесса в звёздах[править | править вики-текст]

Вероятные условия протекания r-процесса в звёздах:

  • Ударная волна, образующаяся при взрыве сверхновой, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию \mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}He}\rightarrow\mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^{1}n} с требуемой концентрацией нейтронов.
  • Центральная часть массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой, содержит большое количество нейтронов и \displaystyle\mathrm{\alpha}-частиц, образующихся при фоторасщеплении железа \mathrm{^{56}Fe} + \mathrm{\gamma}\rightarrow 13\,\mathrm{^{4}He} + 4\,\mathrm{^{1}n} на заключительной стадии эволюции. В центре такой звезды создаются условия для взрывного синтеза элементов.

Высвобождение нейтронов при захвате электронов во время коллапса ядра сверхновой вместе с увеличением плотности вещества делают r-процесс основным процессом, который может происходить даже в звёздах III типа, целиком состоящих из водорода и гелия. Это несколько отличается от роли r-процесса как второстепенного и требующего наличия железа, как то было описано в B2FH.

См. также[править | править вики-текст]

Ссылки[править | править вики-текст]