Proces r

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Skocz do: nawigacja, szukaj
Procesy jądrowe
Procesy rozpadu jądrowego

Procesy syntezy jądrowej

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

Nuklidem, od którego zaczyna się łańcuch reakcji jest jądro żelaza-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

      

czyli

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’ów oraz Williama Fowlera i Freda Hoyle’a, do wyjaśnienia obserwowanych we Wszechświecie obfitości pierwiastków ciężkich[2].

Miejsce występowania procesu[edytuj | edytuj kod]

Proces r może zachodzić w masywnych gwiazdach (olbrzymach). 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[3]. Tego typu zlewanie się gwiazd zwartych jest jednym z proponowanych mechanizmów powstawania krótkich błysków gamma.

Obserwacje gwiazd ciągu głównego wskazują, że w gwiazdach o małej metaliczności proporcje ilości ciężkich pierwiastków, wskazują na to że powstały one w procesie r, przez co sugeruje się, że proces ten może także zachodzić w takich gwiazdach[4]

Zobacz też[edytuj | edytuj kod]

Przypisy[edytuj | edytuj kod]

  1. Frank H. Shu, Galaktyki, gwiazdy, życie: fizyka wszechświata, Prószyński i S-ka, 2003, ​ISBN 83-7255-173-1​, s. 135–137.
  2. E. Margaret Burbidge, G.R. Burbidge, William A. Fowler, F. Hoyle. Synthesis of the Elements in Stars. „Reviews of Modern Physics”. 29 (4), s. 547, 1957-10-01. DOI: 10.1103/RevModPhys.29.547. Bibcode1957RvMP...29..547B (ang.). 
  3. B.D. Metzger, A. Arcones, E. Quataert, G. Martínez-Pinedo. The effects of r-process heating on fallback accretion in compact object mergers. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 402 (4), s. 2771–2777, 2010-03-01. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2009.16107.x (ang.). 
  4. Wako Aoki, Timothy C. Beers, Satoshi Honda, Daniela Carollo. Extreme Enhancements of r-process Elements in the Cool Metal-poor Main-sequence Star SDSS J2357–0052. „The Astrophysical Journal Letters”. 723 (2), s. L201–L206, 2010-11-10. DOI: 10.1088/2041-8205/723/2/L201 (ang.).