r-процесс

r-Процесс (от англ Rapid — «быстрый») или быстрый процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе ( n , γ ) {displaystyle left(mathrm {n} ,mathrm {gamma } ight)} реакций.

Захват нейтронов продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов ( n , γ ) {displaystyle left(mathrm {n} ,mathrm {gamma } ight)} выше, чем темп распада изотопа. Затем атом претерпевает β−-распад и захват нейтронов продолжается.

История открытия

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 обзоре B2FH в 1957 году, в котором было дано название и описана физика этих процессов. 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 распространённости r-процесса, чем приведённые в B2FH.

Большинство нейтронно-избыточных изотопов элементов, более тяжёлых, чем никель, производятся либо исключительно, либо частично, с помощью β-распада сильно радиоактивных веществ, полученных в результате последовательного захвата нейтронов в r-процессах.

Ядерные реакции

Протекание r-процесса в звёздах

Вероятные условия протекания r-процесса в звёздах:

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