P-процесс - P-process

Период, термин р-процесс (п за протон ) используется двояко в научной литературе, касающейся астрофизический происхождение элементов (нуклеосинтез ). Первоначально он относился к процессу захвата протона, который является источником определенных естественных нейтронодефицитных изотопы из элементы из селен к Меркурий.[1][2] Эти нуклиды называются р-ядра и их происхождение до сих пор полностью не изучено. Хотя было показано, что первоначально предложенный процесс не может производить р-ядра, позже термин р-процесс иногда использовался для обозначения любого нуклеосинтез процесс, как предполагается, отвечает за p-ядра.[3]

Часто эти два значения путают. Поэтому недавняя научная литература предлагает использовать термин p-процесс только для фактического процесса захвата протона, как это принято с другими процессами нуклеосинтеза в астрофизике.[4]

P-процесс захвата протона

Богатые протонами нуклиды могут быть получены путем последовательного добавления одного или нескольких протонов к атомное ядро. Такой ядерная реакция типа (p, γ) называется реакция захвата протона. Добавляя протон к ядру, элемент изменяется, потому что химический элемент определяется число протонов ядра. В то же время отношение протонов к нейтроны изменяется, что приводит к более нейтронно-дефицитному изотопу следующего элемента. Это привело к первоначальной идее образования p-ядер: свободных протонов (ядер водород атомы присутствуют в звездных плазма ) должны быть захвачены на тяжелых ядрах (зародыши семян) также уже присутствуют в звездной плазме (ранее образовавшейся в s-процесс и / или р-процесс ).[1][2]

Такой протон захватывается на стабильные нуклиды (или почти стабильные), однако, не очень эффективны в производстве p-ядер, особенно более тяжелых, потому что электрический заряд увеличивается с каждым добавленным протоном, что приводит к усилению отталкивания следующего добавляемого протона, согласно Закон Кулона. В контексте ядерных реакций это называется Кулоновский барьер. Чем выше кулоновский барьер, тем больше кинетическая энергия протону необходимо приблизиться к ядру и захватить его. Средняя энергия имеющихся протонов определяется как температура звездной плазмы. Даже если бы эту температуру можно было увеличить произвольно (что не относится к звездным средам), протоны удалялись бы из ядра быстрее, фотодезинтеграция чем их можно было уловить при высокой температуре. Возможной альтернативой было бы наличие очень большого количества протонов для увеличения эффективного числа захватов протонов в секунду без необходимости слишком сильно повышать температуру. Однако таких условий нет в сверхновые с коллапсом ядра которые должны были быть местом p-процесса.[3][4]

Захват протонов при чрезвычайно высоких плотностях протонов называется быстрые процессы захвата протонов. Они отличаются от p-процесса не только необходимой высокой плотностью протонов, но и тем, что очень короткоживущие радионуклиды вовлечены, и путь реакции расположен близко к протонная капельная линия. Процессы быстрого захвата протонов - это rp-процесс, то νp-процесс, а pn-процесс.

История

Термин p-процесс был первоначально предложен в знаменитом B2Бумага FH в 1957 г. Авторы предположили, что этот процесс является единственной причиной p-ядер, и предположили, что он происходит в водородной оболочке (см. также звездная эволюция ) из звезда взрывается как сверхновая типа II.[1] Позже было показано, что в таких сверхновых не обнаруживаются требуемые условия.[5]

В то же время, что и B2FH, Аластер Кэмерон самостоятельно осознал необходимость добавления еще одного процесса нуклеосинтеза в нуклеосинтез нейтронного захвата но просто упомянул захват протонов, не давая этому процессу специального названия. Он также думал об альтернативах, например, фотораспад (так называемый γ-процесс сегодня) или сочетание p-процесса и фотораспада.[2]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б c Бербидж, Э.; Бербидж, Г.; Фаулер, В.А.; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах». Обзоры современной физики. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957РвМП ... 29..547Б. Дои:10.1103 / RevModPhys.29.547.
  2. ^ а б c Кэмерон, А. Г. У. (1957). «Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 69 (408): 201–222. Bibcode:1957 ПАСП ... 69..201С. Дои:10.1086/127051. JSTOR  40676435.
  3. ^ а б Arnould, M .; Гориели, С. (2003). "P-процесс звездного нуклеосинтеза: астрофизика и состояние ядерной физики". Отчеты по физике. 384 (1–2): 1–84. Bibcode:2003ФР ... 384 .... 1А. Дои:10.1016 / S0370-1573 (03) 00242-4.
  4. ^ а б Раушер, Т. (2010). «Происхождение p-ядер во взрывном нуклеосинтезе». Труды науки. NIC XI (59). arXiv:1012.2213. Bibcode:2010arXiv1012.2213R.
  5. ^ Audouze, J .; Труран, Дж. У. (1975). «Нуклеосинтез p-процесса в среде оболочки сверхновой после удара». Астрофизический журнал. 202 (1): 204–213. Bibcode:1975ApJ ... 202..204A. Дои:10.1086/153965.