r프로세스

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핵 천체물리학에서 r-프로세스라고도 알려진 급속 중성자 포획 공정은 철보다 무거운 원자핵의 약 절반과 p-프로세스와 s-프로세스에 의해 생성되는 다른 절반의 원자핵의 생성에 책임이 있는 일련의 핵반응이다. r-프로세스는 보통 각 무거운 원소의 가장 중성자가 풍부한 안정 동위원소를 합성한다. r-공정은 일반적으로 모든 무거운 원소의 가장 무거운 동위원소 4개를 합성할 수 있으며, r-공정을 통해서만 r-유일한 핵으로 불리는 가장 무거운 동위원소 2개를 만들 수 있다. r 공정의 풍부함은 질량 수 A = 82(원소 Se, Br, Kr), A = 130(원소 Te, I, Xe), A = 196(원소 Os, Ir, Pt) 근처에서 발생한다.

r-프로세스에는 하나 이상의 무거운 종자핵에 의해 일련의 급속 중성자 포획(이름을 확인)이 수반되며, 일반적으로 Fe를 중심으로 한 풍요의 정점에 있는 핵에서 시작한다. 포획은 핵이 다른 중성자가 포획되기 전에 방사성 붕괴(일반적으로 β− 붕괴를 통해)를 겪을 시간이 없어야 한다는 점에서 신속해야 한다. 이 순서는 점점 더 중성자가 풍부한 핵(중성자 드립선)의 안정성 한계까지 지속하여 단거리 핵력에 의해 지배되는 중성자를 물리적으로 보유할 수 있다. 따라서 r-과정은 자유 중성자의 고밀도가 존재하는 위치에서 발생해야 한다. 초기 연구에서는 중성자를 더 이상 포착할 수 없는 대기 지점과 r-프로세스 핵에 대한 풍부 피크의 원자 수를 일치시키기 위해 cm당3 10개의24 자유 중성자가 필요하다는 이론을 세웠다.[1] 이것은 매 입방 센티미터마다 거의 1그램의 자유 중성자에 달하는데, 이것은 극한 위치를 필요로 하는 놀라운 숫자다.[a] 전통적으로 이것은 초신성 핵합성의 일부로서 노심 충돌 초신성의 다시 확장된 중심에서 방출된 물질 또는 [2]2진 중성자 별 합성에 의해 방출된 중성자 별 물질의 감압의 일부로서 제안되었다.[3] r-프로세스 요소의 천체물리학적 풍부함에 대한 이러한 각 출처의 상대적 기여는 현재 진행 중인 연구의 문제다.[4]

r-과정과 유사한 일련의 중성자 포획은 열핵무기 폭발에서 미미한 수준으로 발생한다. 이로 인해 핵무기 낙진에서 아인슈타인륨(원소 99)과 페르뮴(원소 100) 원소가 발견되었다.

r-프로세스는 중성자의 느린 포획에 의한 핵합성인 중원소 생성을 위한 또 다른 주요 메커니즘인 s-프로세스와 대조된다. s-과정은 주로 일반 항성, 특히 AGB 항성 내에서 발생하는데 중성자속도가 10~100년마다 중성자 포획을 반복할 정도로 충분히 느리므로 초당 100 포획이 필요한 r-과정에 비해 너무 느리다. s-프로세스는 이차적인 것으로서, 종자핵으로서 기존의 무거운 동위원소를 자유 중성자 포획의 느린 순서에 의해 다른 중핵으로 변환하도록 요구하는 것을 의미한다. r-공정 시나리오는 그들만의 종자핵을 생성하기 때문에 무거운 종자핵이 없는 거대한 별에서 진행될 수 있다. r-과 s- 과정을 종합하면 철보다 무거운 화학 원소의 거의 전부가 고려된다. 과거의 과제는 시간 척도에 적합한 물리적 설정을 찾는 것이었다.

역사

빅뱅과 별의 헬륨 형성에 대한 선구적인 연구에 이어, 수소와 헬륨으로부터 지구에서 발견되는 더 무거운 원소를 생산하는 미지의 과정이 존재한다는 의심을 받았다. Chandrasekhar와 Louis R에서 초기 설명 시도가 있었다. 원소가 6×10K에서9 8×10K9 사이의 온도에서 생성된다고 가정했던 Henrich. 그들의 이론은 40Au보다 무거운 원자 무게의 원소에 대한 설명은 불가해하지만, 염소에 이르는 원소를 설명하지 않았다.[5] 이것은 프레드 호일(Fred Hoyle)에 의한 연구의 기초가 되었는데, 프레드 호일은 붕괴하는 항성의 중심부에 있는 조건들이 빽빽하게 채워진 자유 중성자를 신속하게 포획함으로써 나머지 원소들의 핵합성을 가능하게 할 것이라고 가설을 세웠다. 그러나 베타-데이의 균형을 맞추고 그러한 조건에서 형성될 원소의 다양성을 정확하게 설명하기 위해 요구되는 별의 평형성에 대한 해답이 남아 있었다.[5]

원소 형성에 거의 확실히 역할을 하는 것으로 알려진 급속 중성자 포획을 제공하는 물리적 세팅의 필요성은 1956년 한스 수스와 해롤드 유레이가 작성한 중원소 동위원소 수량의 표에서도 나타났다.[6] 그들의 풍부한 테이블 자연 동위 원소의 평균보다 크abundances에 대해 중성자의 마술 numbers[b]뿐만 아니라 풍부한 봉우리가 들어 있는 것으로 나타났다 10amu 라이터보다 안정적 핵을 포함하는 마법의 숫자의 중성자, 이것들은 또한 풍요 한다고 말하는 것은 방사능neutron-rich 핵을 하는 것은 마법의 중성자 숫자지만 대략톤en 양성자 수가 줄어들었다. 이러한 관찰은 또한 베타 붕괴보다 빠른 중성자 포획이 더 빨리 일어났다는 것을 암시했고, 그 결과 풍요의 정점은 마술 숫자의 소위 대기 지점에 의해 야기되었다.[1][c] 이 과정은 중성자가 풍부한 동위원소에 의한 급속 중성자 포획은 r-프로세스로 알려지게 된 반면, s-프로세스는 특징적인 느린 중성자 포획으로 명명되었다. s-공정 동위원소와 r-공정 동위원소 사이에 현상학적으로 무거운 동위원소를 배분하는 표는 1957년 BFH2 검토서에 발표되었는데,[1] 이 표는 r-과정 이름을 정하고 이를 안내하는 물리학의 개요를 제시하였다. Alastair G. W. Cameron은 또한 같은 해에 r-과정에 대한 더 작은 연구를 발표했다.[7]

BFH2 논문에 기술된 정지 r 프로세스는 필립 A에 의해 칼텍에서 시간 의존적인 계산에서 처음 입증되었다. 시거, 윌리엄 A. 파울러와 도널드 D. 단 하나의 임시 스냅샷이 태양 r-프로세스 풍부함과 일치하는 것은 없지만, 과대 포장되었을 때 r-프로세스 풍부 분포의 성공적인 특성화를 달성했다는 것을 발견한 클레이튼.[8] 짧은 시간 분포는 A = 140보다 작은 원자 가중치에서의 수명을 강조하는 반면, 긴 시간 분포는 A = 140보다 큰 원자 가중치에서의 수명을 강조한다.[9] r-프로세스의 후속 치료는 그러한 일시적 특징을 강화하였다. 시거 외 연구진은 또한 중동위원소 풍부율표의 s-과정과 r-과정 사이에 더 정량적인 배분을 구축할 수 있었고, 따라서 BFH가2 정의할 수 있었던 것보다 r-과정 동위원소에 대해 더 신뢰할 수 있는 풍요 곡선을 구축할 수 있었다. 오늘날, r-프로세스 연산은 총 동위원소 연비에서 보다 신뢰할 수 있는 s-프로세스 동위원소 연비를 빼고 나머지를 r-프로세스 핵합성률에 귀속시키는 기법을 사용하여 결정된다.[10] 그 r-프로세스 풍요 곡선(원자중량 대 vs)은 물리적 r프로세스에 의해 합성된 풍요의 이론적 계산을 위한 목표를 수십 년 동안 제공해 왔다.

자유 중성자의 전자 포획의 초신성 코어의 높은 밀도에 약간의neutron-rich 씨앗은 핵의 신속과 함께 급속한 붕괴 중에 생성하는 것은 r-process 1차 핵 합성 과정을 순수한 H의 스타가 처음에 그는 B2와는 대조적으로 생길 수 있는 과정을 의미한다.한 secondar로 FH명칭이다.y 기존 철 위에 프로세스 구축. 일차 항성 핵합성은 이차 핵합성을 하는 것보다 은하에서 더 일찍 시작된다. 또는 중성자 항성 내에서 중성자 고밀도 중성자 항성이 충돌로 인해 중성자 항성의 일부를 방출하고 구속에서 해방되어 급속하게 팽창하는 경우 r-프로세스 핵으로 빠르게 조립할 수 있을 것이다. 이러한 순서는 또한 s-프로세스 핵합성보다 은하 시간에 더 일찍 시작될 수 있다. 따라서 각 시나리오는 은하에서 r프로세스 교량의 초기 성장에 적합하다. 이들 시나리오는 각각 적극적인 이론 연구의 대상이다. 항성 간 가스의 초기 r-공정 농축과 그 이후의 새로 형성된 별들의 관측 증거는 항성 은하의 풍부한 진화에 적용되었으며, 제임스 W에 의해 처음 제시되었다. 1981년 트루란.[11] 그와 그 이후의 천문학자들은 초기의 금속이 부족한 항성에서 무거운 원소 부재의 패턴이 마치 s-공정 성분이 빠진 것처럼 태양 r-공정 곡선의 형태와 일치한다는 것을 보여주었다. 이것은 s-공정 연산을 그리워하는 이 젊은 별들이 그 가스로부터 탄생했을 때 s-공정 연산을 아직 풍부하게 하기 시작하지 않았다는 가설과 일치했다. s-과정이 시작되려면 약 1억년의 은하 역사가 필요하지만 r-과정은 2백만년 후에 시작될 수 있기 때문이다. 이러한 s-공정-빈곤, r-공정- 풍부한 항성 구성은 그 어떤 s-공정보다 일찍 태어났을 것이며, 초신성이 되고 또 다른 중성자 별과 병합할 수 있는 중성자 별 잔해에서 r-공정들이 빠르게 진화하는 거대한 항성으로부터 나온다는 것을 보여준다. 이에 따라 초기 r-프로세스 1차적 특성은 은하 금속성이 아직 작지만 그럼에도 불구하고 r-프로세스 핵의 보완을 포함하는, 일찍 태어난 오래된 별에서[4] 관측된 풍부 스펙트럼에서 유래한다.

각 원소의 우주적 기원을 보여주는 주기적 표. 초신성에서 유래된 철보다 무거운 원소는 일반적으로 초신성 중성자 폭발로 동력을 얻는 r-공정에서 생성되는 원소들이다.

두 해석 모두 일반적으로 초신성 전문가들의 지지를 받고 있지만, 전체적인 문제가 수치적으로는 만만치 않지만, 기존의 결과는 지지적이기 때문에 아직 r-공정 산정의 완전히 만족스러운 계산을 달성하지 못했다. 2017년 LIGO와 처녀자리 중력파 관측소가 r-공정 물질을 분출하는 두 중성자 별의 합병을 발견하면서 r-공정 관련 새로운 데이터가 발견됐다.[12] 아래의 천체물리학적 사이트를 참조하십시오.

주목할 점은 r-프로세스가 우라늄과 토륨과 같은 방사성 원소의 자연 코호트와 각 무거운 원소의 중성자가 가장 많은 동위원소를 담당한다는 것이다.

핵물리학

필요한 조건이 존재한다고 생각되는 r-공정 핵합성성의 후보지는 저질량 초신성, 제2형 초신성, 중성자 항성 합병 등 3개다.[13]

제2형 초신성에서 전자가 심하게 압축된 직후 베타-마이너스 붕괴가 차단된다. 이것은 높은 전자 밀도가 사용 가능한 모든 자유 전자 상태를 핵 베타 붕괴 에너지보다 더 큰 페르미 에너지까지 채우기 때문이다. 그러나 그러한 자유 전자의 핵 포획은 여전히 발생하며 물질의 중성자화를 증가시킨다. 이것은 cm당3 10개의24 중성자 순서에 따라 붕괴할 수 없는 매우 높은 자유 중성자 밀도와 높은 온도를 초래한다.[1] 이것이 다시 팽창하고 식으면서, 현존하는 중핵에 의한 중성자 포획은 베타 미누스의 붕괴보다 훨씬 더 빨리 일어난다. 그 결과, 중성자 드립 라인을 따라 r-프로세스가 상승하고 안정성이 매우 낮은 중성자 풍부한 핵이 생성된다.

중성자 드립 라인의 상승에 영향을 미치는 3가지 공정은 닫힌 중성자 껍질이 있는 핵에서 중성자 포획 단면, 광도분해 억제 과정, 중등도 지역의 핵 안정성 정도가 현저하게 감소하는 것이다. r-프로세스 핵합성률에서의 중성자 포획은 중성자 분리 에너지가 2 MeV에 불과한 약한 결합 핵의 형성을 이끈다.[14][1] 이 단계에서는 N = 50, 82, 126에서 닫힌 중성자 껍질에 도달하고 중성자 포획은 일시적으로 중단된다. 이러한 소위 대기점은 무거운 동위원소에 비해 결합 에너지가 증가하여 중성자 포획 단면이 낮고 베타 붕괴에 보다 안정적인 반마법 핵의 축적을 초래하는 것이 특징이다.[15] 또한 쉘 폐쇄를 벗어난 핵은 드립 라인에 근접하기 때문에 베타 붕괴가 더 빨리 일어나기 쉽다. 이러한 핵의 경우 베타 붕괴는 추가적인 중성자 포획 전에 발생한다.[16] 그런 다음 대기점 핵은 추가적인 중성자 포획이 발생하기 전에 안정성을 향해 베타 붕괴가 허용되어 반응이 느려지거나 정지된다.[1][15]

핵 안정성의 감소는 가장 무거운 핵이 자발적 핵분열로 불안정해졌을 때, 총 핵의 수가 270개에 도달할 때 r 과정을 종료한다. 핵분열 장벽은 270개 이전에 충분히 낮아서 중성자 포획이 중성자 드립 라인을 계속 상승시키는 대신 핵분열을 유발할 수 있다.[17] 중성자 플럭스가 감소하고 난 후, 이 매우 불안정한 방사성 핵은 보다 안정적이고 중성자가 풍부한 핵에 도달할 때까지 베타 디케이의 빠른 연속을 거친다.[18] s-프로세스는 닫힌 중성자 껍질을 가진 안정된 핵들을 많이 생성하는 반면, r-프로세스는 중성자가 풍부한 전신 핵에서 붕괴 후 안정성으로 되돌아간 s-프로세스 피크 아래 약 10Au의 방사성 핵들을 많이 생성한다.[19]

r-프로세스는 열핵무기에서도 발생하며, 1950년대 플루토늄-244와 같은 활성산소의 중성자 함량이 거의 안정적인 동위원소와 새로운 원소인 아인슈타인과 페르뮴(원자번호 99와 100)의 초기 발견을 담당했다. 영향을 받은 핵종(종자핵으로서 우라늄-238로부터 시작)은 베타 안정선에서 빠르게 자연분열하는 핵종까지 베타 붕괴할 시간이 없기 때문에 다중 핵폭발이 안정섬에 도달하는 것이 가능할 것이라고 제안되었다.xplosion, 따라서 코페르니슘-291과 -293과 같은 중성자가 풍부한 초 헤비핵종에 도달할 수 있는 기회를 제공한다.[20]

천체물리학적 현장

r-프로세스 후보지는 r프로세스에 필요한 물리적 조건을 제공할 수 있는 노심붕괴 초신성(Spectral type Ib, Ic 및 II)이라고 오랫동안 제안되어 왔다. 그러나 성간 가스에 r-공정핵이 매우 풍부하지 않기 때문에 각각 배출할 수 있는 양이 제한된다. 초신성 중 극히 일부만이 r-공정핵을 성간 매질로 배출하거나, 각 초신성은 매우 적은 양의 r-공정물질만 배출하도록 요구한다. 배출된 물질은 모델에서 달성하기 어려웠던 조건인 상대적으로 중성자가 풍부해야 하므로 천체물리학자들은 성공적인 r-공정 수율을 위한 적합성에 대해 불안감을 유지해야 한다.[2]

2017년, r-과정에 대한 완전히 새로운 천문학적 데이터가 두 중성자 별의 합병에 관한 데이터에서 발견되었다. GW170817에서 포착한 중력파 데이터를 이용하여 합병의 위치를 파악한 결과, 여러 팀이[21][22][23] 합병의 광학 데이터를 관측하고 연구하여 합병 중성자 별에 의해 방출되는 r-공정 물질의 분광학적 증거를 찾아냈다. 이 물질의 대부분은 저질량 중핵(Strontium 등)의 고방사성 r-공정 물질의 뜨거운 청색 질량과 액티니드가 풍부한 [24]질량 r-공정 핵(A > 140)의 냉각기 적색 질량(우라늄, 토륨, 캘리포늄 등)의 두 가지 유형으로 구성된다. 중성자 별의 거대한 내부 압력에서 방출되면 이들 이젝타는 자유 중성자를 빠르게 포획하는 종자 중핵을 확장하여 형성하고, 검출된 광학 빛을 약 1주일 동안 방사한다. 그러한 점도의 지속시간은 대기 지점 근처에서 r-프로세스 핵에 의해 제공되는 내부 방사능 붕괴에 의한 가열 없이는 불가능할 것이다. r-공정 산출률에 대한 두 개의 구별되는 질량 영역(A < 140 및 A > 140)은 r-공정 산출에 최초로 의존한 때부터 알려져 왔다.[8] 이러한 분광학적 특징들 때문에 은하계의 그러한 핵합성은 초신성보다는 주로 중성자 별 합병에서 분출된 것이라는 주장이 제기되었다.[3]

이러한 결과는 r-공정핵의 원점 부지에 대한 60년간의 불확실성을 명확히 할 수 있는 새로운 가능성을 제공한다. r-공정과의 관련성을 확인하는 것은 이러한 r-공정 조각의 가시성을 유지하는 것이 r-공정핵의 방사성 붕괴에 따른 방사선 발생 전력이라는 것이다. 그렇지 않으면 그들은 금방 어둑어둑해질 것이다. 그러한 대체 현장은 1974년[25] 중성자 항성 물질의 압축을 푸는 것으로 처음 진지하게 제안되었다. 그러한 물질은 소형 바이너리의 블랙홀과 합쳐진 중성자 별에서 배출되는 것으로 제안되었다. 1989년[26](그리고 1999년[27]) 이 시나리오는 2진 중성자 항성 병합(충돌하는 2개의 중성자 항성으로 이루어진 2진 별 시스템)으로 확장되었다. 이들 사이트에 대한 사전 확인 후 GW170817에서 시나리오가 확인되었다.[28] 현재의 천체물리학적 모델들은 단일 중성자 별 합병 사건이 3에서 13개의 지구 질량의 금 사이에서 생성되었을 수 있음을 시사한다.[29]

메모들

  1. ^ 중성자 1,674,927,471,000,000,000,000/cc 대 1 원자/cc 성간 공간
  2. ^ 중성자 번호 50, 82, 126
  3. ^ r-과 s-과정의 풍부함은 각각 A = 80, 130, 196 및 A = 90, 138, 208이다.

참조

  1. ^ a b c d e f Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. (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.
  2. ^ a b Thielemann, F.-K.; et al. (2011). "What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?". Progress in Particle and Nuclear Physics. 66 (2): 346–353. Bibcode:2011PrPNP..66..346T. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032.
  3. ^ a b Kasen, D.; Metzger, B.; Barnes, J.; Quataert, E.; Ramirez-Ruiz, E. (2017). "Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event". Nature. 551 (7678): 80–84. arXiv:1710.05463. Bibcode:2017Natur.551...80K. doi:10.1038/nature24453. PMID 29094687.
  4. ^ a b Frebel, A.; Beers, T. C. (2018). "The formation of the heaviest elements". Physics Today. 71 (1): 30–37. arXiv:1801.01190. Bibcode:2018PhT....71a..30F. doi:10.1063/pt.3.3815. Nuclear physicists are still working to model the r-process, and astrophysicists need to estimate the frequency of neutron-star mergers to assess whether r-process heavy-element production solely or at least significantly takes place in the merger environment.
  5. ^ a b Hoyle, F. (1946). "The Synthesis of the Elements from Hydrogen". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 106 (5): 343–383. Bibcode:1946MNRAS.106..343H. doi:10.1093/mnras/106.5.343.
  6. ^ Suess, H. E.; Urey, H. C. (1956). "Abundances of the Elements". Reviews of Modern Physics. 28 (1): 53–74. Bibcode:1956RvMP...28...53S. doi:10.1103/RevModPhys.28.53.
  7. ^ Cameron, A. G. W. (1957). "Nuclear reactions in stars and nucleogenesis". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 69 (408): 201. Bibcode:1957PASP...69..201C. doi:10.1086/127051.
  8. ^ a b Seeger, P. A.; Fowler, W. A.; Clayton, D. D. (1965). "Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture". Astrophysical Journal Supplement. 11: 121–66. Bibcode:1965ApJS...11..121S. doi:10.1086/190111.
  9. ^ 시거, 파울러 & 클레이튼 1965년을 보라. 그림 16은 짧은 플룩스 계산과 자연 r-공정 교량과의 비교를 나타낸 반면, 그림 18은 긴 중성자속 계산 교량을 보여준다.
  10. ^ 1965년 시거, 파울러 & 클레이튼의 표 4를 참조하라.
  11. ^ 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.
  12. ^ Abbott, B. P.; et al. (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration) (2017). "GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral". Physical Review Letters. 119 (16): 161101. arXiv:1710.05832. Bibcode:2017PhRvL.119p1101A. doi:10.1103/PhysRevLett.119.161101. PMID 29099225.
  13. ^ Bartlett, A.; Görres, J.; Mathews, G.J.; Otsuki, K.; Wiescher, W. (2006). "Two-neutron capture reactions and the r process" (PDF). Physical Review C. 74 (1): 015082. Bibcode:2006PhRvC..74a5802B. doi:10.1103/PhysRevC.74.015802.
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  18. ^ 는 이러한 특징에 대한 명확한 기술적 소개를 제공한다Clayton, D. D. (1968), Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Mc-Graw-Hill, pp. 577–91, ISBN 978-0226109534. 더 기술적인 설명은 1965년 시거, 파울러 & 클레이턴에서 찾을 수 있다.
  19. ^ 시거, 파울러 & 클레이턴 1965의 그림 10은 안정 경로를 따라 캡처한 것보다 작은 핵 전하 Z 값에서 마법 중성자 번호 82와 126에 도달한 캡처 경로를 보여준다.
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