R-proces

R-proces (z anglického  rapid  - „fast“) neboli rychlý proces záchytu neutronů  je proces vzniku těžších jader z lehčích postupným záchytem neutronů při reakcích.

Záchyt neutronů pokračuje tak dlouho, dokud je rychlost záchytu neutronů vyšší než rychlost rozpadu izotopu . Poté atom podléhá β − rozpadu a záchyt neutronů pokračuje.

Historie objevů

V roce 1956 Hans Suess a Harold Urey publikovali tabulku množství chemických prvků . Tato tabulka naznačovala existenci nějaké reakce rychlého záchytu neutronů, protože těžké prvky v ní měly poměrně vysoké relativní zastoupení. Vysoké koncentrace germania , xenonu a platiny by mohly existovat pouze tehdy, pokud by rychlost záchytu neutronů radioaktivními izotopy těžkých prvků převýšila rychlost β-rozpadu těchto stejných prvků. Podle teorie jaderného obalu se radioaktivní jádra musí rozpadnout na izotopy prvků uvedených výše, ke kterým nelze přidat žádné další neutrony. Z poměrně vysokého množství výše uvedených jader vyplývá, že podobných reakcí záchytu neutronů se mohou účastnit i jiné prvky. Procesy rychlého záchytu neutronů izotopy, rovněž bohatými na neutrony, se nazývají r-procesy (z anglického  rapid  – rychlý). Tabulka hojnosti těžkých izotopů, fenomenologicky oddělující s-procesy a r-procesy, byla poprvé publikována v roce 1957 v recenzi Marguerite Burbidge , Geoffrey Burbidge , Williama Fowlera a Freda Hoylea [1] . Tato klíčová práce je známá jako B 2 FH (podle jmen autorů). Popsala fyziku těchto procesů a dala jim jméno. B 2 FH také zahrnoval teorii hvězdné nukleosyntézy a formuloval některé z hlavních myšlenek moderní jaderné astrofyziky .

r-proces popsaný v B 2 FH byl poprvé úspěšně numericky simulován na Caltechu Philipem Seegerem , Williamem Fowlerem a Donaldem Claytonem , kteří vypočítali množství zahrnutých prvků a také ukázali vývoj procesu v čase. Podařilo se jim také přesněji modelovat rozdíly v s-procesech a r-procesech zahrnujících těžké izotopy, a tím získat přesnější údaje o množství izotopů vytvořených v r-procesech, než jsou údaje uvedené v B 2 FH.

Většina izotopů bohatých na neutrony prvků těžších než nikl vzniká (buď výhradně nebo částečně) jako výsledek β - rozpadu vysoce radioaktivních izotopů získaných v důsledku postupného záchytu neutronů v r-procesech.

Jaderné reakce

Průběh r-procesu ve hvězdách

Pravděpodobné podmínky pro vznik r-procesu ve hvězdách:

• Rázová vlna generovaná při výbuchu supernovy , procházející vrstvami helia a neonu , způsobí reakci s požadovanou koncentrací neutronů.
• Centrální část hmotné hvězdy, která je ve stádiu před supernovou, obsahuje velké množství neutronů a částic produkovaných během fotodezintegrace železa v konečné fázi evoluce. Ve středu takové hvězdy jsou vytvořeny podmínky pro explozivní syntézu prvků.

Uvolnění neutronů ze záchytu elektronů během kolapsu jádra supernovy spolu se zvýšením hustoty hmoty činí z r-procesu hlavní proces, který se může vyskytnout i u hvězd typu III , sestávajících výhradně z vodíku a hélia . . To se poněkud liší od role r-procesu jako vedlejšího procesu vyžadujícího železo, jak je popsáno v B2FH.

Viz také

• s-proces
• alfa proces
• rp proces
• p-proces
• jaderná reakce

Odkazy

• PŘED NAŠÍM LETOPOČTEM. Išchanov , I. M. Kapitonov , I. A. Tutyn . Reakce pod vlivem neutronů r-process (27. února 2009). Staženo: 26. června 2010. (neurčitý)
• R. Reifarth, C. Lederer, F. Käppeler. Neutronové reakce v astrofyzice  //  Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. - 2014. - Sv. 41 . — S. 053101 . - arXiv : 1403.5670 .
• Thielemann, F.-K.; a kol. (2011). "Jaká jsou astrofyzikální místa pro r -proces a produkci těžkých prvků?". Pokrok v částicové a jaderné fyzice . 66 (2): 346-353. Bibcode : 2011PrPNP..66..346T . DOI : 10.1016/j.ppnp.2011.01.032 .

Poznámky

1. ↑ Burbidge EM , Burbidge GR , Fowler WA , Hoyle F. Synthesis of the Elements in Stars  //  Reviews of Modern Physics. - 1957. - Sv. 29 , č. 4 . - S. 547-650 . - doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 . - .

Slovníky a encyklopedie	velká čínština Britannica (online)