Фотодезинтеграция - Photodisintegration

Взаимодействие света с веществом
Взаимодействие света с веществом - schematic.svg
Явления низкой энергии:
Фотоэлектрический эффект
Явления средней энергии:
Томсоновское рассеяние
Комптоновское рассеяние
Явления высоких энергий:
Производство пар
Фотодезинтеграция
Фотоделение

Фотодезинтеграция (также называемый фототрансмутация) это ядерный процесс в котором атомное ядро поглощает высокоэнергетический гамма-луч, переходит в возбужденное состояние и немедленно распадается, испуская субатомную частицу. Входящий гамма-луч эффективно сбивает один или несколько нейтроны, протоны, или альфа-частица из ядра.[1] Реакции называются (γ, n), (γ, p) и (γ, α).

Фотодезинтеграция есть эндотермический (поглощение энергии) для атомных ядер легче утюг и иногда экзотермический (высвобождение энергии) для атомных ядер тяжелее утюг. Фотодезинтеграция отвечает за нуклеосинтез по крайней мере некоторых тяжелых, богатых протонами элементов через р-процесс в сверхновые.[который? ]Это заставляет железо расплавляться на более тяжелые элементы.[нужна цитата ]

Фотораспад дейтерия

Фотон, несущий энергию 2,22 МэВ или более, может фоторазложить атом дейтерий:

2
1D
 		+ 
γ
  		→ 1
1ЧАС
 		+ 
п

Джеймс Чедвик и Морис Голдхабер использовал эту реакцию для измерения разницы масс протона и нейтрона.[2] Этот эксперимент доказывает, что нейтрон не является связанным состоянием протона и электрона,[Зачем? ][3] как было предложено Эрнест Резерфорд.

Фотораспад бериллия

А фотон несущий энергию 1,67 МэВ или более может фоторазложить атом бериллий-9 (100% природного бериллия, его единственный стабильный изотоп):

9
4Быть
 		+ 
γ
  		→ 2 4
2Он
 		+ 
п

Сурьма-124 собран из бериллия, чтобы сделать лабораторию источники нейтронов и пусковые источники нейтронов. Сурьма-124 (период полураспада 60,20 дней) испускает гамма-лучи β- и 1,690 МэВ (также 0,602 МэВ и 9 более слабые излучения от 0,645 до 2,090 МэВ), давая стабильный теллур-124. Гамма-излучение сурьмы-124 расщепляет бериллий-9 на две альфа-частицы и нейтрон со средней кинетической энергией 24 кэВ, промежуточные нейтроны. Остальные продукты - два альфа-частицы.[4][5]

124
51Sb
 		→ 124
52Te
+ 
β−
  		+ 
γ

Другие изотопы имеют более высокие пороги образования фотонейтронов, до 18,72 МэВ, для углерод-12.[6]

Гиперновые звезды

При взрывах очень больших звезд (250 и более солнечные массы ), фотораспад является основным фактором сверхновая звезда мероприятие. По мере того, как звезда достигает конца своей жизни, она достигает температуры и давления, при которых эффекты фотодезинтеграции временно снижают давление и температуру в ядре звезды. Это заставляет ядро ​​начать коллапс, поскольку энергия забирается за счет фотораспада, и коллапсирующее ядро ​​приводит к образованию черная дыра. Часть массы улетучивается в виде релятивистские струи, которые могли "распылить" первые металлы во вселенную.[7][8]

Фотоделение

Фотоделение похожий, но отличный процесс, при котором ядро ​​после поглощения гамма-излучения подвергается ядерное деление (распадается на два примерно равных по массе фрагмента).

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Клейтон, Д. (1984). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза. Издательство Чикагского университета. стр.519. ISBN  978-0-22-610953-4.
  2. ^ Chadwick, J .; Гольдхабер, М. (1934). «Ядерный« фотоэффект »: разрушение дипломатии γ-лучами». Природа. 134 (3381): 237–238. Bibcode:1934Натура.134..237C. Дои:10.1038 / 134237a0.
  3. ^ Ливеси, Д. Л. (1966). Атомная и ядерная физика. Уолтем, Массачусетс: Блейсделл. п. 347. LCCN  65017961.
  4. ^ Lalovic, M .; Верле, Х. (1970). «Энергетическое распределение фотонейтронов сурьмы и бериллия». Журнал ядерной энергии. 24 (3): 123–132. Bibcode:1970JNuE ... 24..123L. Дои:10.1016/0022-3107(70)90058-4.
  5. ^ Ахмед, С. Н. (2007). Физика и техника обнаружения радиации. п. 51. Bibcode:2007perd.book ..... A. ISBN  978-0-12-045581-2.
  6. ^ Справочник по фотоядерным данным для приложений: сечения и спектры. МАГАТЭ.
  7. ^ Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; Хегер, А. (2001). "Сверхновые звезды с парной нестабильностью, гравитационные волны и транзиенты гамма-излучения". Астрофизический журнал. 550 (1): 372–382. arXiv:astro-ph / 0007176. Bibcode:2001ApJ ... 550..372F. Дои:10.1086/319719.
  8. ^ Heger, A .; Fryer, C.L .; Woosley, S.E .; Langer, N .; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». Астрофизический журнал. 591 (1): 288–300. arXiv:astro-ph / 0212469. Bibcode:2003ApJ ... 591..288H. Дои:10.1086/375341.