R-folyamat

Az r-folyamat (az angol rapid - „gyors” szóból) vagy a neutronbefogás gyors folyamata az a folyamat, amikor a reakciók során a neutronok egymást követő befogásával nehezebb atommagokat képeznek könnyebb magokból. $\left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\jobb)$

A neutronbefogás mindaddig folytatódik, amíg a neutronbefogási sebesség nagyobb, mint az izotóp bomlási sebessége . Ezután az atom β − bomláson megy keresztül, és folytatódik a neutronbefogás. $\left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\jobb)$

Felfedezési előzmények

1956-ban Hans Suess és Harold Urey kiadott egy táblázatot a kémiai elemek bőségéről . Ez a táblázat valamilyen gyors neutronbefogási reakció létezését jelezte, mivel a benne lévő nehéz elemek meglehetősen nagy relatív abundanciával rendelkeztek. A germánium , a xenon és a platina magas koncentrációja csak akkor létezhetne, ha a nehéz elemek radioaktív izotópjai általi neutronbefogás sebessége meghaladja ugyanezen elemek β-bomlási sebességét. A nukleáris héj elmélete szerint a radioaktív atommagoknak a fent felsorolt elemek izotópjaira kell bomlani, amelyekhez további neutronokat nem lehet hozzáadni. A fent felsorolt atommagok viszonylag nagy mennyiségéből az következik, hogy más elemek is részt vehetnek hasonló neutronbefogási reakciókban. A neutronoknak a szintén neutronokban gazdag izotópok általi gyors befogását r-folyamatoknak nevezik (az angol rapid - fast szóból). Az s-folyamatokat és az r-folyamatokat fenomenológiailag elválasztó nehézizotóp-bőség táblázatot először 1957-ben publikálták Marguerite Burbidge , Geoffrey Burbidge , William Fowler és Fred Hoyle áttekintésében [1] . Ez az alapmű B 2 FH néven ismert (a szerzők neve után). Leírta ezeknek a folyamatoknak a fizikáját, és nevet adott nekik. A B 2 FH magában foglalta a csillagok nukleoszintézisének elméletét is, és megfogalmazta a modern magasztrofizika néhány fő gondolatát .

A B 2 FH-ban leírt r-folyamatot először Philip Seeger , William Fowler és Donald Clayton szimulálta numerikusan a Caltech -nél , akik kiszámították az érintett elemek mennyiségét, és bemutatták a folyamat időbeli alakulását is. Sikerült az s-folyamatok és a nehéz izotópokat érintő r-folyamatok különbségeit is pontosabban modellezni, és ezáltal a B 2 FH-ban megadottnál pontosabb adatokat kapni az r-folyamatokban képződő izotópok mennyiségéről.

A nikkelnél nehezebb elemek neutronban gazdag izotópjainak többsége (kizárólag vagy részben) az r-folyamatok egymást követő neutronbefogása eredményeként kapott erősen radioaktív izotópok β - bomlása következtében jön létre.

Nukleáris reakciók

Az r-folyamat menete csillagokban

Az r-folyamat lehetséges feltételei csillagokban:

A szupernóva-robbanás során keletkezett lökéshullám a hélium- és neonrétegen áthaladva a szükséges neutronkoncentrációjú reakciót váltja ki . $\mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}Ő}\rightarrow\mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^{1}n}$
A nagy tömegű csillag központi része, amely a szupernóva előtti szakaszban van, nagyszámú neutront és -részecskét tartalmaz, amelyek a vas fotodezintegrációja során keletkeznek az evolúció végső szakaszában. Egy ilyen csillag közepén feltételeket teremtenek az elemek robbanásszerű szintéziséhez. $\displaystyle\mathrm{\alpha}$ $\mathrm{^{56}Fe} + \mathrm{\gamma}\rightarrow 13\,\mathrm{^{4}Ő} + 4\,\mathrm{^{1}n}$

A szupernóva-mag összeomlása során az elektronok befogásából származó neutronok felszabadulása, valamint az anyag sűrűségének növekedése az r-folyamatot teszi a fő folyamattá, amely még a III-as típusú csillagokban is előfordulhat , amelyek teljes egészében hidrogénből és héliumból állnak. . Ez némileg eltér az r-folyamat kisebb és vasigényes folyamat szerepétől, amint azt a B2FH ismerteti.

Lásd még

Linkek

IDŐSZÁMÍTÁSUNK ELŐTT. Iskhanov , I. M. Kapitonov , I. A. Tutyn . Reakciók a neutronok hatására r-folyamat (2009. február 27.). Letöltve: 2010. június 26. (határozatlan)
R. Reifarth, C. Lederer, F. Käppeler. Neutronreakciók az asztrofizikában // Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. - 2014. - Kt. 41 . — P. 053101 . - arXiv : 1403.5670 .
Thielemann, F.-K.; et al. (2011). „Melyek az r - folyamat és a nehéz elemek előállításának asztrofizikai helyszínei?”. Haladás a részecske- és magfizikában . 66 (2): 346-353. Bibcode : 2011PrPNP..66..346T . DOI : 10.1016/j.ppnp.2011.01.032 .

Jegyzetek

↑ Burbidge EM , Burbidge GR , Fowler WA , Hoyle F. Az elemek szintézise a csillagokban // Reviews of Modern Physics. - 1957. - 1. évf. 29 , sz. 4 . - P. 547-650 . - doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . - Iránykód .

Szótárak és enciklopédiák	nagy kínai Britannica (online)

Csillagok
Osztályozás	Hiperóriások szuperóriások Fényes óriások Óriások Subgiants Fősorozat csillagok (törpék) szubtörpék fehér törpék hipersebességű csillagok változó csillagok
Csillag alatti objektumok	barna törpe szubbarna törpe Bolygó
Evolúció	Képződés protosztár Csillagtól a fő sorozatig Fő sorozat Óriás ág Vörös óriás ág vízszintes ág vörös megvastagodás kék hurok Az óriások aszimptotikus ága bolygóköd szupernóva fehér törpe kék törpe neutroncsillag Fekete lyuk
Nukleoszintézis	Proton-proton ciklus CNO ciklus hélium villanás Háromszoros hélium reakció Égő szén szén detonáció neon égő égő oxigén Szilícium égés s-folyamat r-folyamat p-folyamat rp folyamat alfa folyamat
Szerkezet	Sejtmag konvektív zóna sugárzó zóna csillagos légkör Fotoszféra Kromoszféra korona Szél Mágneses mező
Tulajdonságok	Abszolút nagyságrend fémesség Színindex Helyes mozgás Spektrális osztály Hatékony hőmérséklet
Kapcsolódó fogalmak	Teljesen fekete test Hertzsprung-Russell diagram Sztár asszociációk csillagrendszerek csillaghalmazok bolygórendszerek Fraunhofer vonalak
Csillagok listája	A legmasszívabb A legnagyobb A legfényesebb a legnagyobb fényerővel A legközelebbi barna törpék A csillagok saját nevei