两位数增长难持续 三星明年利润增幅或回落至5.5%
r-процес (в?д англ. rapid — швидкий) — один ?з тип?в реакц?й нуклеосинтезу, що в?дпов?да? за утворення приблизно половини ядер важких елемент?в у Всесв?т?. Процес називають швидким, на в?дм?ну в?д s-процесу, бо в ньому захоплення наступного нейтрона в?дбува?ться швидше, н?ж новоутворений ?зотоп встига? розпастися з утворенням ?ншого елементу.
r-процес ? посл?довн?стю захоплення нейтрон?в важкими ядрами, зазвичай важчими за 56Fe. Щоб уникнути бета-розпаду нестаб?льних утворених ?зотоп?в, пром?жок часу до наступного захоплення повинен бути невеликим. Тож процес в?дбува?ться там, де ? потужн? потоки в?льних нейтрон?в. Так? ситуац?? виникають у викидах при вибухах наднових та при злитт? нейтронних з?р. В?дносний внесок цих та ?нших джерел у поширен?сть х?м?чних елемент?в, що утворюються завдяки r-процесу, досл?джу?ться.
r-процес в?дбува?ться також незначною м?рою п?д час термоядерних вибух?в. ?сторично це призвело до в?дкриття ейнштейн?ю та ферм?ю в рад?оактивних опадах.
r-процес альтернативних до s-процесу, ?ншого механ?зму утворення важких елемент?в. s-процеси здеб?льшого прот?кають у зорях, зокрема в зорях асимптотичного в?дгалуження г?гант?в, де потоку нейтрон?в вистача? для реакц??, але не вистача? для r-процесу. s-процес ? вторинним у тому сенс?, що в?н вимага? попереднього ?снування важких ?зотоп?в, як? пот?м перетворюються в ?нш? важк? ядра. Разом s- та r-процеси в?дпов?дають за утворення б?льшост? елемент?в, важчих в?д зал?за.
Потреба в швидкому захопленн? нейтрон?в зрозум?ла з анал?зу таблиц? поширеност? ?зотоп?в важких елемент?в, яку 1956 року опубл?кували Ганс Суесс та Гаролд Юр?. Щоб утворити п?к поширеност? герман?ю, ксенону та платини рад?оактивн? ?зотопи мали захоплювати нейтрон швидше, н?ж зазнавати бета-розпаду. Зг?дно з оболонковою моделлю ядра рад?оактивн? ядра, що розпадалися б в ?зотопи цих елемент?в мали б завершену нейтронну оболонку поблизу л?н?? ядерно? нестаб?льност?, де нейтрони не додаються. П?ки поширення елемент?в, створен? швидким захопленням нейтрон?в, переносили в?дпов?дальн?сть на ?нш? ядра.
Процеси швидкого захоплення нейтрон?в назвали r-процесами. В знаменитому огляд? B2FH (Берб?дж, Берб?дж, Фаулер, Гойл) 1957 року[1] було надруковано таблицю, що феноменолог?чно под?лила важк? ?зотопи на утворен? через s- та r-процеси. B2FH розробила теор?ю зоряного нуклеосинтезу й основи сучасно? ядерно? астроф?зики
Розгортання r-процесу в час? вперше розрахували в Калтеху Ф?лл?п С?гер, В?льям Фаулер та Доналд Д. Клейтон[2]. Вони першими отримали оц?нку розповсюдженост? r-процес?в та ?хню часову еволюц?ю. Кр?м того, вони змогли виконати теоретичний розрахунок швидкост? утворення елемент?в ? краще к?льк?сно розд?лити внесок s- та r-процес?в у таблицю поширеност? важких ?зотоп?в, встановивши над?йн?шу криву поширеност? для ?зотоп?в, утворених через r-процеси, н?ж це було зроблено у B2FH статт?. В?дтод? внесок r-процес?в в утворення елемент?в оц?нюють за ?хн?м методом — спочатку розрахову?ться поширен?сть ?зотоп?в утворених через s-процеси (що можна зробити над?йн?ше), а пот?м в?дн?мають цей внесок в?д сумарно? поширеност? ?зотоп?в, приписуючи залишок r-процесам. Залежн?сть поширеност? в?д атомно? ваги, отримана таким способом, задов?льно в?дтворю? результати розрахунк?в, проведених на основ? ф?зичних процес?в.
Б?льш?сть багатих на нейтрони ?зотоп?в елемент?в, важчих за н?кель, утворюються винятково або частково завдяки бета-розпаду речовини, синтезовано? завдяки r-процесам, що в?дбуваються шляхом швидкого захоплення, один за одним, в?льних нейтрон?в. В?льн? нейтрони утворюються завдяки процесу захоплення електрон?в при швидкому колапс? ядер наднових, де густина речовини дуже велика. Одночасно утворюються деяк? багат? на нейтрони ядра-зародки, що робить r-процес первинним, тобто таким, що може в?дбутися в зорях ?з чистого водню та гел?ю, всупереч класиф?кац?? роботи B2FH, яка визначила ?х як вторинн?, тобто так?, що потребують початкового зал?за.
Збагачення елементного складу завдяки r-процесу з?рок п?дтвердив анал?зом спостережень у 1981-му Труран[3]. В?н та численн? асторономи п?сля нього показали, що поширен?сть важких елемент?в у б?дних на метали зорях зб?га?ться з r-кривою для Сонця, так наче s-процеси зовс?м не в?дбуваються. Це узгоджу?ться з г?потезою, що s-процеси у цих молодих зорях ще не почалися, оск?льки для них необх?дно принаймн? 100 млн рок?в галактично? ?стор??. Ц? зор? виникли ран?ше, а це св?дчить про те, що r-процес у масивних зорях, як? швидко розвиваються ? стають надновими, почина?ться одразу. Первинна природа r-процес?в сл?ду? з? спостережуваних спектр?в старих з?р, народжених ще тод?, коли галактична метал?чн?сть була ще малою, але таких, як? все ж м?стили певну к?льк?сть потр?бних для r-процес?в ядер.
Хоча б?льш?сть експерт?в ?з наднових п?дтримують цей сценар?й, однак в?н усе ще не отримав абсолютно задов?льного розрахункового п?дтвердження через складн?сть обчислень. Вт?м, вже отриман? результати п?дтримують таку г?потезу.
Завдяки r-процесам утворилася б?льш?сть рад?оактивних елемент?в, таких як уран та тор?й тощо, що ?снують у земних умовах.
В умовах сильного стиснення речовини в ядрах наднових бета-розпад блоковано. Причиною цьому ? те, що при велик?й густин? електрон?в, ус? електронн? р?вн? до енерг?? Ферм? заповновнен?, а в наднових ця енерг?я перевищу? енерг?ю бета-розпаду. А от електронне захоплення продовжу?ться, що призводить до дедал? б?льшого накопичення нейтрон?в. Оск?льки нейтрони не можуть розпастися, густина ?хнього потоку досяга? значень 1022 на см2 за секунду. Коли наднова вибуха?, почина?ться стр?мке розширення й охолодження, але захоплення нейтрон?в залишками важких ядер в?дбува?ться все ще швидше, н?ж бета-розпад. Як насл?док, r-процес переходить межу нестаб?льност? й утворюються дуже масивн? збагачен? нейтронами ядра.
На заповзання за л?н?ю нейтронно? нестаб?льност? ядер впливають три процеси: значне зменшення перер?зу захоплення нейтрона в ядрах ?з заповненою нейтронною оболонкою, пригн?чення фотодезинтеграц?? та ступ?нь стаб?льност? в област? важких ?зотоп?в. Останн? з явищ припиня? r-процес, коли найважче з ядер ста? нестаб?льним в?дносно спонтанного под?лу. Вважа?ться, що в?дпов?дна д?лянка в таблиц? нукл?д?в розташована там, де сумарна к?льк?сть нуклон?в наближа?ться до 270. Нав?ть ще ран?ше бар'?р под?лу може бути досить низьким, ? захоплення нейтрона може призвести до под?лу ядра, а не до його просування до д?лянки нестаб?льност?.[4] П?сля зменшення нейтронного потоку утворен? дуже нестаб?льн? ядра розпадаються через низку бета-розпад?в, доки залишиться в?дносно ст?йке багате нейтронами ядро.[5] Тож, тод? як s-процеси створюють надлишок стаб?льних ядер ?з замкненою нейтронною оболонкою, r-процеси створюють надлишок ядер, легших приблизно на 10 атомних одиниць маси в?д п?к?в s-процес?в, внасл?док розпаду важчих ?зотоп?в на шляху до стаб?льност?.
r-процеси в?дбуваються також п?д час ядерних вибух?в. Завдяки ?м були в?дкрит? багат? на нейтрони майже стаб?льн? ?зотопи актин?д?в на зразок плутон?ю-244, та нов? елементи — ейнштейн?й ? ферм?й. Висловлювалася ?дея, що к?лька ядерних вибух?в могли б створити умови для досягнення острова стаб?льност?, оск?льки нукл?ди, починаючи з урану-238, не встигли м?ж вибухами б розпастися через бета-розпад до ядер, як? швидко спонтанно д?ляться. Тод? виникла б можлив?сть отримати ?зотопи на зразок коперниц?ю-291, що мали б пер?од нап?врозпаду стол?ття та тисячол?ття[6]
Вважа?ться, що най?мов?рн?ше r-процеси в?дбуваються в наднових ?з колапсом ядра (спектральних тип?в Ib, Ic та II), де для них ?снують потр?бн? ф?зичн? умови. Однак ступ?нь поширеност? ядер, що утворюються в r-процесах, св?дчить, що або лише невелика частина наднових викида? в м?жзоряний прост?р так? ядра, або вони викидають т?льки незначну к?льк?сть утворено? речовини. Кр?м того, речовина викид?в ма? бути багата на нейтрони, чого важко досягнути в моделях.[7] 1974 року було запропоновано альтернативу[8] — розширення речовини нейтронних з?р. Таке може в?дбуватися, коли нейтронн? зор? зливаються з чорними д?рами у т?сних подв?йних системах (див. к?лонова). 1989 року[9] (див. також[10]) цей сценар?й було розширено включенням акт?в злиття нейтронних з?р (з?ткнення двох нейтронних з?р у подв?йних системах). Поступово набираються дан? астроном?чних спостережень,[11] що п?дтвердили б таку г?потезу.
- ↑ E. M. Burbidge; G. R. Burbidge; W. A. Fowler; F. Hoyle (1957). Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547—650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
- ↑ Seeger, Philip A.; Fowler, William A.; Clayton, Donald D. (1965). Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture. Astrophysical Journal Supplement. 11: 121—66. Bibcode:1965ApJS...11..121S. doi:10.1086/190111.
- ↑ Truran, J. W. (1981). A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars. Astronomy and Astrophysics. 97 (2): 391—93. Bibcode:1981A&A....97..391T.
- ↑ Boleu, R.; Nilsson, S. G.; Sheline, R. K. (7 серпня 1972). On the termination of the r-process and the synthesis of superheavy elements. Physics Letters B. 40 (5): 517—521. doi:10.1016/0370-2693(72)90470-4.
- ↑ Clayton, Donald D. (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. New York: Mc-Graw-Hill. с. 577–91. ISBN 978-0226109534., provides a clear technical introduction to these features. More technical is the previously cited paper by Seeger et al.
- ↑ Zagrebaev, Valeriy; Karpov, Alexander; Greiner, Walter (2013). Future of superheavy element research: Which nuclei could be synthesized within the next few years? (PDF). Journal of Physics. IOP Publishing Ltd. 420: 012001. doi:10.1088/1742-6596/420/1/012001. Арх?в ориг?налу (PDF) за 3 жовтня 2015. Процитовано 1 липня 2017.
- ↑ Thielemann, F. K. та ?н. (April 2011). What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?. Progress in Particle and Nuclear Astrophysics. 66: 346—353. Bibcode:2011PrPNP..66..346T. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032.
- ↑ Lattimer, James M.; Schramm, David N. (1974). Black Hole-Neutron Star Collisions. The Astrophysical Journal Letters. 192: L145-147. Bibcode:1974ApJ...192L.145L. doi:10.1086/181612.
- ↑ Eichler, David; Livio, Mario; Piran, Tsvi; Schramm, David N. (13 липня 1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature. 340: 126—128. Bibcode:1989Natur.340..126E. doi:10.1038/340126a0.
- ↑ Freiburghaus, C.; Rosswog, S.; Thielemann, F.-K (1999). R-Process in Neutron Star Mergers. The Astrophysical Journal Letters. 525 (2): L121--L124. Bibcode:1999ApJ...525L.121F. doi:10.1086/312343.
- ↑ Tanvir, N. та ?н. (2013). A `kilonova' associated with the short-duration gamma-ray burst GRB 130603B. Nature. 500 (7464): 547—9. arXiv:1306.4971. Bibcode:2013Natur.500..547T. doi:10.1038/nature12505. PMID 23912055.
| Рад?оактивний розпад |  | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Нуклеосинтез |
| ||||||
| ?нше | |||||||
