• Artykuły
  • Forum
  • Ciekawostki
  • Encyklopedia
  • Proces r

    Przeczytaj także...
    Nuklid – w fizyce jądrowej, jądro atomowe o określonej liczbie nukleonów (protonów i neutronów). Nuklidy można podzielić na kilka grup:Antymon (Sb, łac. stibium) – pierwiastek chemiczny z grupy metaloidów. Występuje w czterech odmianach alotropowych: antymon żółty, srebrzystobiały antymon metaliczny, antymon czarny i antymon wybuchowy. Znany jest od starożytności.
    Proces s (ang. s-process, slow neutron captures process) – reakcja jądrowa nukleosyntezy zachodząca przy stosunkowo niskiej gęstości neutronów i średniej temperaturze, zachodząca w gwiazdach o masach porównywalnych do masy Słońca w końcowym etapie ich życia, gdy gwiazda przechodzi przez fazę AGB.

    Proces r (ang. r-process, rapid neutron captures process) – reakcja jądrowa polegająca na wychwycie prędkich neutronów przez nuklidy. Proces ów występuje w końcowym etapie życia masywnych gwiazd – podczas wybuchu supernowych, gdy podczas jednoczesnego wychwytu wielu neutronów powstają nuklidy cięższe od żelaza.

    Eleanor Margaret Burbidge, z d. Peachey (ur. 12 sierpnia 1919 w Davenport w Anglii) – astronom, pierwsza kobieta, którą mianowano dyrektorem Royal Greenwich Obserwatory.Liczba masowa (A) – wartość opisująca liczbę nukleonów (czyli protonów i neutronów) w jądrze atomu (nuklidzie) danego izotopu danego pierwiastka. Liczby masowej nie należy mylić z masą atomową pierwiastka, która wyznaczana jest metodami chemicznymi, ani też z masą pojedynczego jądra.

    Nuklidem, od którego zaczyna się łańcuch reakcji jest jądro niklu-56. Proces powstawania jąder o większej liczbie atomowej polega zazwyczaj na:

    1. Szybkim wychwycie przez jądro wielu neutronów i powstaniu niestabilnego nuklidu bogatego w neutrony.
    2. Serii spontanicznych rozpadów β prowadzących do powstania stabilnego nuklidu.

    Przykładowy ciąg reakcji procesu       

    czyli

    William Alfred Fowler (ur. 9 sierpnia 1911 w Pittsburghu, stan Pensylwania, zm. 14 marca 1995 w Pasadenie, Kalifornia, USA) – amerykański fizyk i astrofizyk, laureat Nagrody Nobla z dziedziny fizyki w roku 1983 za teoretyczne i doświadczalne badania reakcji nuklearnych, które miały kluczowe znaczenie w kosmicznej syntezie pierwiastków.Nikiel (Ni, łac. niccolum) – pierwiastek chemiczny z grupy metali przejściowych w układzie okresowym. Został odkryty w roku 1751 przez szwedzkiego chemika, Axela Cronstedta. W 1804 r. otrzymano go po raz pierwszy w stanie czystym. Przed naszą erą był używany w stopach z miedzią i cynkiem.

    Izotopy, dla których izotop zawierający o jeden neutron mniej nie jest trwały (np.: kadm-116, cyna-122, cyna-124, antymon-123), mogą powstać tylko w wyniku tego procesu.

    Żelazo (Fe, łac. ferrum) – metal z VIII grupy pobocznej o dużym znaczeniu gospodarczym, znane od czasów starożytnych.Liczba atomowa (Z) – liczba określająca, ile protonów znajduje się w jądrze danego atomu. Jest równa liczbie elektronów niezjonizowanego atomu. W symbolicznym zapisie jądra izotopu umieszczana jest w lewym dolnym indeksie:

    W procesie r, jądro przyłącza kolejne neutrony aż do osiągnięcia stanu marginalnej stabilności, w którym energia wiązania kolejnego neutronu byłaby równa zeru. Wówczas dopiero skala czasowa wychwytu neutronu zbliża się do skali czasowej rozpadu beta i jądro ulega rozpadowi, po czym przyłącza kolejne neutrony. Proces wymaga zatem bardzo gęstych strumieni neutronów, rzędu 10 neutronów na cm na sekundę, oraz ogromnych temperatur, możliwych do uzyskania tylko podczas wybuchu supernowej (typ Ib/c oraz II). Powstają w ten sposób jądra o maksymalnej liczbie neutronów dla danej liczby masowej. Ciąg ten kończy się na jądrach z liczbą masową około 300, czyli superciężkich.

    Supernowa – w astronomii termin określający kilka rodzajów kosmicznych eksplozji, które powodują powstanie na niebie niezwykle jasnego obiektu, który już po kilku tygodniach bądź miesiącach staje się niemal niewidoczny. Istnieją dwie możliwe drogi prowadzące do takiego wybuchu: w jądrze masywnej gwiazdy przestały zachodzić reakcje termojądrowe i pozbawiona ciśnienia promieniowania gwiazda zaczyna zapadać się pod własnym ciężarem, lub też biały karzeł tak długo pobierał masę z sąsiedniej gwiazdy, aż przekroczył masę Chandrasekhara, co spowodowało eksplozję termojądrową. W obydwu przypadkach, następująca eksplozja supernowej z ogromną siłą wyrzuca w przestrzeń większość lub całą materię gwiazdy. Utworzona w ten sposób mgławica jest bardzo nietrwała i ulega całkowitemu zniszczeniu już po okresie kilkudziesięciu tysięcy lat, znikając zupełnie bez śladu. Z tego powodu w Drodze Mlecznej znamy obecnie zaledwie 265 pozostałości po supernowych, choć szacunkowa liczba tego rodzaju wybuchów w ciągu ostatnich kilku miliardów lat jest rzędu wielu milionów.Dysk akrecyjny – wirująca struktura uformowana przez pył i gaz, opadający (poprzez zjawisko akrecji) na silne źródło grawitacji. Obiektem centralnym przyciągającym grawitacyjnie wirującą materię jest najczęściej czarna dziura, gwiazda neutronowa, biały karzeł bądź młoda gwiazda. Dyski akrecyjne różnią się od struktury typu pierścieni Saturna opadaniem materii ku centrum grawitacyjnemu w wyniku działania lepkości. Siły lepkie są niezbędne, aby materia obdarzona momentem pędu i znajdująca się na orbicie w przybliżeniu kołowej mogła zacieśnić orbitę.

    Proces r został opisany w 1957 roku w pracy Margaret i Goeffreya Burbidge’ów oraz Williama Fowlera i Freda Hoyle’a, do wyjaśnienia obserwowanych we Wszechświecie obfitości pierwiastków ciężkich.

    Miejsce występowania procesu[]

    Proces r może zachodzić w masywnych gwiazdach (olbrzymach). Reakcje te mogą również przebiegać podczas zlewania się dwóch gwiazd neutronowych lub gwiazdy neutronowej z czarną dziurą w przejściowo istniejącym bogatym w neutrony dysku akrecyjnym otaczającym obiekt zwarty. Tego typu zlewanie się gwiazd zwartych jest jednym z proponowanych mechanizmów powstawania krótkich błysków gamma.

    Czarna dziura – obszar czasoprzestrzeni, którego, z uwagi na wpływ grawitacji, nic, łącznie ze światłem, nie może opuścić. Zgodnie z ogólną teorią względności, do jej powstania niezbędne jest nagromadzenie dostatecznie dużej masy w odpowiednio małej objętości. Czarną dziurę otacza matematycznie zdefiniowana powierzchnia nazywana horyzontem zdarzeń, która wyznacza granicę bez powrotu. Nazywa się ją "czarną", ponieważ pochłania całkowicie światło trafiające w horyzont, nie odbijając niczego, zupełnie jak ciało doskonale czarne w termodynamice. Mechanika kwantowa przewiduje, że czarne dziury emitują promieniowanie jak ciało doskonale czarne o niezerowej temperaturze. Temperatura ta jest odwrotnie proporcjonalna do masy czarnej dziury, co sprawia, że bardzo trudno je zaobserwować w wypadku czarnych dziur o masie gwiazdowej bądź większych.Sir Fred Hoyle (urodzony 24 czerwca 1915 roku w Yorkshire, Anglia - zm. 20 sierpnia 2001 roku w Bournemouth) - brytyjski astronom, kosmolog, matematyk i astrofizyk teoretyczny.

    Obserwacje gwiazd ciągu głównego wskazują, że w gwiazdach o małej metaliczności proporcje ilości ciężkich pierwiastków, wskazują na to że powstały one w procesie r, przez co sugeruje się że proces ten może także zachodzić w takich gwiazdach

    Zobacz też[]

  • proces s
  • proces rp
  • Przypisy

    1. Frank H. Shu, Galaktyki, gwiazdy, życie : fizyka wszechświata, Prószyński i S-ka, 2003, ISBN 83-7255-173-1, s. 135-137
    2. E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge, William A. Fowler, F. Hoyle. Synthesis of the Elements in Stars. „Reviews of Modern Physics”. 29 (4), s. 547, 1957-10-01. DOI: 10.1103/RevModPhys.29.547. Bibcode1957RvMP...29..547B (ang.). 
    3. B. D. Metzger, A. Arcones, E. Quataert, G. Martínez-Pinedo. The effects of r-process heating on fallback accretion in compact object mergers. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 402 (4), s. 2771-2777, 2010-03-01. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2009.16107.x (ang.). 
    4. Wako Aoki, Timothy C. Beers, Satoshi Honda, Daniela Carollo. Extreme Enhancements of r-process Elements in the Cool Metal-poor Main-sequence Star SDSS J2357–0052. „The Astrophysical Journal Letters”. 723 (2), s. L201-L206, 2010-11-10. DOI: 10.1088/2041-8205/723/2/L201 (ang.). 
    Rozpad beta minus, przemiana β - reakcja jądrowa, w której emitowany jest elektron e (promieniowanie beta) oraz antyneutrino elektronowe. Rozpady β i β zachodzą w wyniku oddziaływań słabych.Gwiazda – kuliste ciało niebieskie stanowiące skupisko powiązanej grawitacyjnie materii w stanie plazmy bądź zdegenerowanej. Przynajmniej przez część swojego istnienia gwiazda w sposób stabilny emituje powstającą w jej jądrze w wyniku procesów syntezy jądrowej atomów wodoru energię w postaci promieniowania elektromagnetycznego, w szczególności światło widzialne. Gwiazdy zbudowane są głównie z wodoru i helu, prawie wszystkie atomy innych cięższych pierwiastków znajdujące się we Wszechświecie powstały w efekcie zachodzących w nich przemian jądrowych lub podczas wieńczących ich istnienie wybuchów.



    w oparciu o Wikipedię (licencja GFDL, CC-BY-SA 3.0, autorzy, historia, edycja)

    Warto wiedzieć że... beta

    Jądro atomowe – konglomerat cząstek elementarnych będący centralną częścią atomu zbudowany z jednego lub więcej protonów i neutronów, zwanych nukleonami. Jądro stanowi niewielką część objętości całego atomu, jednak to w jądrze skupiona jest prawie cała masa. Przemiany jądrowe mogą prowadzić do wyzwolenia ogromnych ilości energii. Niewłaściwe ich wykorzystanie może stanowić zagrożenie.
    Metaliczność w astronomii – zawartość pierwiastków cięższych od helu ("metali" w rozumieniu astronomicznym) w gwieździe względem ich zawartości w Słońcu. Miarą metaliczności jest logarytm ze stosunku względnych zawartości metali w danej gwieździe i Słońcu, oznaczany symbolem [m/H]. Najczęściej przyjmuje się podobną, prostszą miarę oznaczaną [Fe/H], opartą na zawartości żelaza:
    Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone karły.
    Gwiazda neutronowa – gwiazda zdegenerowana powstała w wyniku ewolucji gwiazd o dużych masach (~ 8–10 mas Słońca). Powstają podczas wybuchu supernowej (supernowe typu II lub Ib) lub kolapsu białego karła (supernowa typu Ia) w układach podwójnych. Materia składająca się na gwiazdy neutronowe jest niezwykle gęsta, przy średnicy 10–15 km gwiazdy tego typu mają masę od 1,4 do 2,5 mas Słońca. Łyżeczka materii neutronowej ma masę ok. 6 miliardów ton .
    DOI (ang. digital object identifier – cyfrowy identyfikator dokumentu elektronicznego) – identyfikator dokumentu elektronicznego, który w odróżnieniu od identyfikatorów URL nie zależy od fizycznej lokalizacji dokumentu, lecz jest do niego na stałe przypisany.
    Proces rp (ang. rapid proton capture process) – reakcja jądrowa polegająca na szybkim wychwycie protonów przez nuklidy. Prowadzi do powstawania pierwiastków cięższych od żelaza. lecz w przeciwieństwie do procesu r wymaga gęstych strumieni protonów, tak aby możliwe było pokonanie bariery kulombowskiej. Reakcje te zachodzą w bardzo wysokich temperaturach, rzędu miliarda kelwinów, możliwych do osiągnięcia we wnętrzach gwiazd. Końcowym produktem łańcucha reakcji może być jądro telluru, zaś cięższe nuklidy rozpadają się w procesie alfa.
    Kadm (Cd, łac. cadmium) – pierwiastek chemiczny z grupy metali przejściowych układu okresowego. Nazwa pochodzi od słowa kadmeia, będącego grecką nazwą rudy cynku, kalaminu, w której kadm został wykryty.

    Reklama

    Czas generowania strony: 0.043 sek.