Proces r

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 i kilonowych, gdy podczas jednoczesnego wychwytu wielu neutronów powstają nuklidy cięższe od żelaza.

Nuklidem, od którego zaczyna się łańcuch reakcji jest jądro żelaza-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

$\underset{56}{\overset{}{26}}\text{Fe}+8{}_0^{1}n\to {}_{26}^{64}\text{Fe}$       $\underset{64}{\overset{}{26}}\text{Fe}\stackrel{{\beta }^{-}}{\to }\stackrel{{\beta }^{-}}{\to }\stackrel{{\beta }^{-}}{\to }\stackrel{{\beta }^{-}}{\to }{}_{30}^{64}\text{Zn}$

czyli

${}_{26}^{64}\text{Fe}\to {}_{27}^{64}\text{Co}+e^{-}+{\bar{\nu }}_e$

${}_{27}^{64}\text{Co}\to {}_{28}^{64}\text{Ni}+e^{-}+{\bar{\nu }}_e$

${}_{28}^{64}\text{Ni}\to {}_{29}^{64}\text{Cu}+e^{-}+{\bar{\nu }}_e$

${}_{29}^{64}\text{Cu}\to {}_{30}^{64}\text{Zn}+e^{-}+{\bar{\nu }}_e$

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 procesuSzablon:R.

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 10²² 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 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 i Goeffreya Burbidge’ów oraz Williama Fowlera i Freda Hoyle’a, do wyjaśnienia obserwowanych we Wszechświecie obfitości pierwiastków ciężkichSzablon:R.

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 zwartySzablon:R. Tego typu zlewanie się gwiazd zwartych jest jednym z proponowanych mechanizmów powstawania krótkich błysków gamma.

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 gwiazdachSzablon:R

Zobacz też

• proces s
• proces rp