Proces r

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacji, wyszukiwania
Procesy jądrowe
Procesy rozpadu jądrowego

Procesy syntezy jądrowej

Proces r (ang. r-process, rapid neutron captures process) – reakcja jądrowa polegająca na szybkim wychwycie neutronów przez nuklidy. Proces ów występuje w końcowym etapie życia masywnych gwiazd – podczas wybuchu supernowych, gdy podczas jednoczesnego wychwytu wielu neutronów powstają nuklidy cięższe od żelaza.

Nuklidem od którego zaczyna się łańcuch reakcji jest jądro niklu-56. Proces powstawania jąder o większej liczbie atomowej polega zazwyczaj na:

  1. Szybkim wychwycie przez jądro wielu neutronów i powstaniu niestabilnego nuklidu bogatego w neutrony.
  2. Serii spontanicznych rozpadów β- prowadzących do powstania stabilnego nuklidu.

Przykładowy ciąg reakcji procesu

 ^{56}_{26}\hbox{Fe} + 8 \; ^{1}_{0}n \rightarrow \;^{64}_{26}\hbox{Fe}        ^{64}_{26}\hbox{Fe} \; \xrightarrow{\beta^{-}} \xrightarrow{\beta^{-}} \xrightarrow{\beta^{-}} \xrightarrow{\beta^{-}} \; ^{64}_{30}\hbox{Zn}

czyli

{}^{64}_{26}\hbox{Fe}\;\to\;^{64}_{27}\hbox{Co}\;+\;e^-\;+ \;\overline{\nu}_e
{}^{64}_{27}\hbox{Co}\;\to\;^{64}_{28}\hbox{Ni}\;+\;e^-\;+ \;\overline{\nu}_e
{}^{64}_{28}\hbox{Ni}\;\to\;^{64}_{29}\hbox{Cu}\;+\;e^-\;+ \;\overline{\nu}_e
{}^{64}_{29}\hbox{Cu}\;\to\;^{64}_{30}\hbox{Zn}\;+\;e^-\;+ \;\overline{\nu}_e

Izotopy, dla których izotop zawierający o jeden neutron mniej nie jest trwały (np.: kadm-116, cyna-122, cyna-124, antymon-123), mogą powstać tylko w wyniku tego procesu[1].

W procesie r, jądro przyłącza kolejne neutrony aż do osiągnięcia stanu marginalnej stabilności, w którym energia wiązania kolejnego neutronu byłaby równa zeru. Wówczas dopiero skala czasowa wychwytu neutronu zbliża się do skali czasowej rozpadu beta i jądro ulega rozpadowi, po czym przyłącza kolejne neutrony. Proces wymaga zatem bardzo gęstych strumieni neutronów, rzędu 1022 neutronów na cm2 na sekundę, oraz ogromnych temperatur, możliwych do uzyskania tylko podczas wybuchu supernowej (typ Ib/c oraz II). Powstają w ten sposób jądra o maksymalnej liczbie neutronów dla danej liczby masowej. Ciąg ten kończy się na jądrach z liczbą masową około 300, czyli superciężkich.

Proces r został opisany w 1957 roku w pracy Margaret i Goeffreya Burbidge oraz Williama Fowlera i Freda Hoyle, do wyjaśnienia obserwowanych we wszechświecie obfitości pierwiastków ciężkich[2].

Miejsce występowania procesu[edytuj | edytuj kod]

Według ostatnich doniesień proces r może zachodzić nie tylko w masywnych gwiazdach (olbrzymach), lecz również w gwiazdach ciągu głównego o małej metaliczności[3]. Reakcje te mogą również przebiegać podczas zlewania się dwóch gwiazd neutronowych lub gwiazdy neutronowej z czarną dziurą w przejściowo istniejącym bogatym w neutrony dysku akrecyjnym otaczającym obiekt zwarty[4]. Tego typu zlewanie się gwiazd zwartych jest jednym z proponowanych mechanizmów powstawania krótkich błysków gamma.

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy

  1. Frank H.Shu, Galaktyki, gwiazdy, życie : fizyka wszechświata, Prószyński i S-ka, 2003, ISBN 83-7255-173-1, str. 135-137
  2. Reviews of Modern Physics,t. 29, str. 547
  3. Aoki i in., 2010, Astrophysical Journal Letters, 723, 201
  4. Metzger i in., 2010, Astrophysical Journal, 402, 2771