Tekst źródłowy strony Proces r

'''Proces r''' ([[język angielski|ang.]] ''r-process'', ''rapid neutron captures process'') – [[reakcja jądrowa]] polegająca na wychwycie [[Neutrony prędkie|prędkich neutronów]] przez [[nuklid]]y. Proces ów występuje w końcowym etapie życia masywnych [[gwiazda|gwiazd]] – podczas wybuchu [[supernowa|supernowych]] i [[kilonowa|kilonowych]], gdy podczas jednoczesnego wychwytu wielu neutronów powstają nuklidy cięższe od [[żelazo|żelaza]].

Nuklidem, od którego zaczyna się łańcuch reakcji jest jądro [[żelazo|żelaza]]-56.
Proces powstawania [[jądro atomowe|jąder]] o większej [[liczba atomowa|liczbie atomowej]] polega zazwyczaj na:
# Szybkim wychwycie przez jądro wielu neutronów i powstaniu niestabilnego nuklidu bogatego w neutrony.
# Serii spontanicznych [[rozpad beta minus|rozpadów β<sup>−</sup>]] prowadzących do powstania stabilnego nuklidu.

Przykładowy ciąg reakcji procesu
:: <math>^{56}_{26}\text{Fe} + 8 \;^1_0 n \to \;^{64}_{26}\text{Fe}</math>&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp;&nbsp; <math>^{64}_{26}\text{Fe} \; \xrightarrow{\beta^-} \xrightarrow{\beta^-} \xrightarrow{\beta^-} \xrightarrow{\beta^-} \;^{64}_{30}\text{Zn}</math>
czyli
:: <math>{}^{64}_{26}\text{Fe}\;\to\;^{64}_{27}\text{Co} + e^- + \overline{\nu}_e</math>
:: <math>{}^{64}_{27}\text{Co}\;\to\;^{64}_{28}\text{Ni} + e^- + \overline{\nu}_e</math>
:: <math>{}^{64}_{28}\text{Ni}\;\to\;^{64}_{29}\text{Cu} + e^- + \overline{\nu}_e</math>
:: <math>{}^{64}_{29}\text{Cu}\;\to\;^{64}_{30}\text{Zn} + e^- + \overline{\nu}_e</math>

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{{r|Shu2003}}.

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<sup>22</sup> neutronów na cm² 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 [[liczba masowa|liczby masowej]]. Ciąg ten kończy się na jądrach z liczbą masową około 300, czyli superciężkich.

Proces r został opisany w 1957 roku w pracy [[Margaret Burbidge|Margaret]] i [[Geoffrey Burbidge|Goeffreya Burbidge’ów]] oraz [[William Fowler|Williama Fowlera]] i [[Fred Hoyle|Freda Hoyle’a]], do wyjaśnienia obserwowanych we Wszechświecie [[Częstość występowania pierwiastków we Wszechświecie|obfitości pierwiastków ciężkich]]{{r|Burbidge1957}}.

== Miejsce występowania procesu ==
Proces r może zachodzić w masywnych gwiazdach ([[Olbrzym (gwiazda)|olbrzymach]]). Reakcje te mogą również przebiegać podczas zlewania się dwóch [[gwiazda neutronowa|gwiazd neutronowych]] lub gwiazdy neutronowej z [[czarna dziura|czarną dziurą]] w przejściowo istniejącym bogatym w neutrony [[dysk akrecyjny|dysku akrecyjnym]] otaczającym obiekt zwarty{{r|Metzger2010}}. Tego typu zlewanie się gwiazd zwartych jest jednym z proponowanych mechanizmów powstawania krótkich [[rozbłysk gamma|błysków gamma]].

Obserwacje gwiazd [[Ciąg główny|ciągu głównego]] wskazują, że w gwiazdach o małej [[Metaliczność|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{{r|Aoki2010}}

== Zobacz też ==
* [[proces s]]
* [[proces rp]]

== Przypisy ==
<references responsive>
<ref name="Aoki2010">{{Cytuj pismo |autor = Wako Aoki, Timothy C. Beers, Satoshi Honda, Daniela Carollo |tytuł = Extreme Enhancements of r-process Elements in the Cool Metal-poor Main-sequence Star SDSS J2357–0052 |czasopismo = The Astrophysical Journal Letters |wydanie = 2 |wolumin = 723 |strony = L201–L206 |język = en |data = 2010-11-10 |doi = 10.1088/2041-8205/723/2/L201}}</ref>
<ref name="Burbidge1957">{{Cytuj pismo |autor = E. Margaret Burbidge, G.R. Burbidge, William A. Fowler, F. Hoyle |tytuł = Synthesis of the Elements in Stars |czasopismo = Reviews of Modern Physics |wydanie = 4 |wolumin = 29 |strony = 547 |bibcode = 1957RvMP...29..547B |język = en |data = 1957-10-01 |doi = 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref>
<ref name="Metzger2010">{{Cytuj pismo |autor = B.D. Metzger, A. Arcones, E. Quataert, G. Martínez-Pinedo |tytuł = The effects of r-process heating on fallback accretion in compact object mergers |czasopismo = Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |wydanie = 4 |wolumin = 402 |strony = 2771–2777 |język = en |data = 2010-03-01 |doi = 10.1111/j.1365-2966.2009.16107.x}}</ref>
<ref name=Shu2003>Frank H. Shu, ''Galaktyki, gwiazdy, życie: fizyka wszechświata'', Prószyński i S-ka, 2003, {{ISBN|83-7255-173-1}}, s. 135–137.</ref>
</references>

{{fizyka jądrowa}}
{{Procesy jądrowe}}

{{Kontrola autorytatywna}}

[[Kategoria:Astrofizyka]]
[[Kategoria:Nukleosynteza]]