p-процесс
Термин p-процесс ( p для протона ) используется в научной литературе двояко, касаясь астрофизического происхождения элементов ( нуклеосинтеза ). был источником некоторых природных нейтронодефицитных изотопов элементов Первоначально это относилось к процессу захвата протонов, который, как предполагалось , от селена до ртути . [1] [2] Эти нуклиды называются p-ядрами , и их происхождение до сих пор до конца не изучено. Хотя было показано, что первоначально предложенный процесс не может производить p-ядра, позже термин p-процесс иногда использовался для обозначения любого процесса нуклеосинтеза , который, как предполагалось, отвечает за p-ядра. [3]
Часто эти два значения путают. Поэтому недавняя научная литература предлагает использовать термин p-процесс только для реального процесса захвата протона, как это принято в отношении других процессов нуклеосинтеза в астрофизике. [4]
p-процесс захвата протона
[ редактировать ]Богатые протонами нуклиды можно получить путем последовательного добавления одного или нескольких протонов к атомному ядру . Такая ядерная реакция типа (p,γ) называется реакцией захвата протона . При добавлении протона к ядру элемент меняется, поскольку химический элемент определяется числом протонов в ядре. В то же время изменяется соотношение протонов и нейтронов , в результате чего изотоп следующего элемента становится более нейтронодефицитным. Это привело к оригинальной идее образования p-ядер: свободные протоны (ядра водорода атомов присутствуют в звездной плазме ) должны захватываться на тяжелые ядра ( затравочные ядра ), также уже присутствующие в звездной плазме (ранее произведенные в звездной плазме). s -process и/или r -process ). [1] [2]
Однако такие захваты протонов на стабильных нуклидах (или почти стабильных) не очень эффективны для образования p-ядер, особенно более тяжелых, поскольку электрический заряд увеличивается с каждым добавленным протоном, что приводит к усилению отталкивания следующего протона. добавлено по закону Кулона . В контексте ядерных реакций это называется кулоновским барьером . Чем выше кулоновский барьер, тем больше кинетической энергии требуется протону, чтобы приблизиться к ядру и захватить его. Средняя энергия доступных протонов определяется температурой звездной плазмы. Даже если бы эту температуру можно было произвольно увеличить (чего не происходит в звездном окружении), протоны были бы удалены из ядра быстрее в результате фоторасщепления , чем они могли бы быть захвачены при высокой температуре. Возможная альтернатива — иметь очень большое количество доступных протонов, чтобы увеличить эффективное количество захватов протонов в секунду без необходимости слишком сильного повышения температуры. Однако такие условия не встречаются в сверхновые с коллапсом ядра , которые должны были быть местом p-процесса. [3] [4]
Захват протонов при чрезвычайно высоких плотностях протонов называется процессами быстрого захвата протонов . Они отличаются от p-процесса не только необходимой высокой плотностью протонов, но и тем, что в нем участвуют очень короткоживущие радионуклиды и путь реакции расположен вблизи линии стекания протонов . Процессы быстрого захвата протона — это rp-процесс , νp-процесс и pn-процесс .
История
[ редактировать ]Термин p-процесс был первоначально предложен в знаменитой работе B. 2 Статья FH в 1957 году. Авторы предположили, что этот процесс ответственен исключительно за p-ядра, и предположили, что он происходит в водородной оболочке (см. Также звездную эволюцию ) звезды, взрывающейся как сверхновая типа II . [1] Позже было показано, что в таких сверхновых не обнаруживаются необходимые условия. [5]
В то же время, как Б 2 Ф.Х. Аластер Кэмерон независимо осознал необходимость добавить к нуклеосинтезу захвата нейтронов еще один процесс нуклеосинтеза , но просто упомянул захват протонов, не присвоив этому процессу специального названия. Он также думал об альтернативах, например, фоторасщеплении (сегодня называемом γ-процессом ) или комбинации p-процесса и фотораспада. [2]
См. также
[ редактировать ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с Бербидж, Эмпайр ; Бербидж, Греция ; Фаулер, Вашингтон ; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
- ^ Jump up to: а б с Кэмерон, AGW (1957). «Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 69 (408): 201–222. Бибкод : 1957PASP...69..201C . дои : 10.1086/127051 . JSTOR 40676435 .
- ^ Jump up to: а б Арнульд, М.; Гориели, С. (2003). «П-процесс звездного нуклеосинтеза: статус астрофизики и ядерной физики». Отчеты по физике . 384 (1–2): 1–84. Бибкод : 2003ФР...384....1А . дои : 10.1016/S0370-1573(03)00242-4 .
- ^ Jump up to: а б Раушер, Т. (2010). «Происхождение p-ядер во взрывном нуклеосинтезе». Труды науки . НИК XI (59). arXiv : 1012.2213 . Бибкод : 2010arXiv1012.2213R .
- ^ Одуз, Ж.; Труран, JW (1975). «Нуклеосинтез p-процесса в среде оболочки послешоковой сверхновой». Астрофизический журнал . 202 (1): 204–213. Бибкод : 1975ApJ...202..204A . дои : 10.1086/153965 .
