r-процесс

r-Проце́сс (от англ. rapid — «быстрый») 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 <!--\; \gamma \; -->}\right)$$\left(\mathrm{n},\mathrm{\gamma}\right)$ реакций.

Таблица происхождения тяжёлых элементов

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

История открытияПравить

В 1956 году Ганс Зюсс и Гарольд Юри опубликовали таблицу распространённости химических элементов. Эта таблица указывала на 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 превосходила 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. Из относительно высокой распространённости перечисленных выше ядер следует, что другие элементы также могут участвовать в подобных реакциях захвата нейтронов. Процессы быстрого захвата нейтронов изотопами, также 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 1957 году в обзоре Маргерит Бербидж, Джеффри Бербиджа, Уильяма Фаулера и Фреда Хойла. Эта основополагающая работа известна как B²FH (по фамилиям авторов). В ней была описана физика этих процессов и дано им название. В B²FH была также 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 также показавшими эволюцию процесса во времени. Также 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 распространённостям образующихся в r-процессах изотопов, чем приведённые в B²FH.

Большинство нейтронно-избыточных изотопов элементов, более тяжёлых, чем никель, образуются (либо исключительно, либо частично) в результате β⁻-распада сильно радиоактивных изотопов, полученных в результате последовательного захвата нейтронов в r-процессах.

Протекание r-процесса в звёздахПравить

Вероятные условия протекания r-процесса в звёздах:

• Ударная волна, образующаяся при взрыве сверхновой, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию ${}^{22}\mathrm{N}\mathrm{e}+{}^4\mathrm{H}\mathrm{e}\to <!--\; \to \; -->{}^{25}\mathrm{M}\mathrm{g}+{}^1\mathrm{n}$$\mathrm{^{22}Ne} + \mathrm{^{4}He}\rightarrow\mathrm{^{25}Mg} + \mathrm{^{1}n}$  с требуемой концентрацией нейтронов.
• Центральная часть массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой, содержит большое количество нейтронов и $\mathrm{\alpha <!--\; \alpha \; -->}$$\displaystyle\mathrm{\alpha}$ -частиц, образующихся при фоторасщеплении железа ${}^{56}\mathrm{F}\mathrm{e}+\mathrm{\gamma <!--\; \gamma \; -->}\to <!--\; \to \; -->13{}^4\mathrm{H}\mathrm{e}+4{}^1\mathrm{n}$$\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. такжеПравить

• s-процесс
• Альфа-процесс
• rp-процесс
• p-процесс
• Ядерная реакция

СсылкиПравить

• Б.C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутынь. Реакции под действием нейтронов r-процесс  (неопр.) (27 февраля 2009). Дата обращения: 26 июня 2010.
• R. Reifarth, C. Lederer, F. Käppeler. Neutron Reactions in Astrophysics (англ.) // Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. — 2014. — Vol. 41. — P. 053101. — arXiv:1403.5670.
• Thielemann, F.-K.; et al. (2011). “What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?”. Progress in Particle and Nuclear Physics. 66 (2): 346—353. Bibcode:2011PrPNP..66..346T. DOI:10.1016/j.ppnp.2011.01.032.