Linha de gotejamento nuclear - Nuclear drip line

Gráfico de nuclídeos de carbono para flúor . Modos de deterioração :

A linha de gotejamento nuclear é o limite que delimita a zona além da qual os núcleos atômicos decaem pela emissão de um próton ou nêutron.

Uma combinação arbitrária de prótons e nêutrons não produz necessariamente um núcleo estável . Pode-se pensar em mover-se para cima e / ou para a direita na tabela de nuclídeos adicionando um tipo de núcleon a um dado núcleo. No entanto, adicionar núcleos um de cada vez a um determinado núcleo acabará por levar a um núcleo recém-formado que imediatamente decai pela emissão de um próton (ou nêutron). Falando coloquialmente, o núcleo "vazou" ou "pingou" do núcleo, dando origem ao termo "linha de gotejamento".

As linhas de gotejamento são definidas para prótons e nêutrons no extremo da razão próton-nêutron ; em proporções p: n nas linhas de gotejamento ou além delas, nenhum núcleo ligado pode existir. Embora a localização da linha de gotejamento de prótons seja bem conhecida para muitos elementos, a localização da linha de gotejamento de nêutrons é conhecida apenas para elementos até neon .

Descrição geral

A estabilidade nuclear é limitada às combinações de prótons e nêutrons descritas pelo gráfico dos nuclídeos , também chamado de vale da estabilidade . Os limites deste vale são a linha de gotejamento de nêutrons no lado rico em nêutrons e a linha de gotejamento de prótons no lado rico em prótons. Esses limites existem devido ao decaimento das partículas, por meio do qual uma transição nuclear exotérmica pode ocorrer pela emissão de um ou mais nucleons (não deve ser confundido com o decaimento das partículas na física de partículas ). Como tal, a linha de gotejamento pode ser definida como o limite além do qual a energia de separação de prótons ou nêutrons torna-se negativa, favorecendo a emissão de uma partícula de um sistema não ligado recém-formado.

Transições permitidas

Ao considerar se uma transmutação nuclear específica, uma reação ou um decaimento, é energeticamente permitida, basta somar as massas dos núcleos / núcleos iniciais e subtrair desse valor a soma das massas das partículas do produto. Se o resultado, ou valor Q , for positivo, então a transmutação é permitida, ou exotérmica porque libera energia, e se o valor Q for uma quantidade negativa, então é endotérmico já que pelo menos essa quantidade de energia deve ser adicionada a o sistema antes que a transmutação possa prosseguir. Por exemplo, para determinar se 12 C, o isótopo de carbono mais comum, pode sofrer emissão de prótons para 11 B, descobre-se que cerca de 16 MeV devem ser adicionados ao sistema para que esse processo seja permitido. Embora os valores Q possam ser usados ​​para descrever qualquer transmutação nuclear, para o decaimento das partículas, a quantidade de energia de separação das partículas S também é usada e é equivalente ao valor negativo do Q. Em outras palavras, a energia de separação de prótons S p indica quanta energia deve ser adicionada a um dado núcleo para remover um único próton. Assim, as linhas de gotejamento das partículas definem os limites onde a energia de separação das partículas é menor ou igual a zero, para os quais a emissão espontânea daquela partícula é energeticamente permitida.

Embora a localização das linhas de gotejamento seja bem definida como o limite além do qual a energia de separação de partículas torna-se negativa, a definição do que constitui um núcleo ou uma ressonância não ligada não é clara. Alguns núcleos conhecidos de elementos leves além das linhas de gotejamento decaem com tempos de vida da ordem de 10 −22 segundos; isso às vezes é definido como um limite da existência nuclear porque vários processos nucleares fundamentais (como vibração e rotação) ocorrem nesta escala de tempo. Para núcleos mais massivos, as meias-vidas de emissão de partículas podem ser significativamente mais longas devido a uma barreira de Coulomb mais forte e permitir que outras transições, como o decaimento alfa e beta, ocorram. Isso torna difícil a determinação inequívoca das linhas de gotejamento, pois os núcleos com vidas úteis longas o suficiente para serem observados existem muito mais tempo do que a escala de tempo da emissão de partículas e muito provavelmente são limitados. Conseqüentemente, os núcleos não ligados às partículas são difíceis de observar diretamente e, em vez disso, são identificados por meio de sua energia de decaimento.

Origem da estrutura nuclear das linhas de gotejamento

A energia de um nucléon em um núcleo é sua energia de massa de repouso menos a energia de ligação . Além disso, há uma energia devida à degenerescência: por exemplo, um núcleon com energia E 1 será forçado a uma energia maior E 2 se todos os estados de energia inferior forem preenchidos. Isso ocorre porque os núcleos são férmions e obedecem às estatísticas de Fermi-Dirac . O trabalho feito para colocar esse núcleo em um nível de energia mais alto resulta em uma pressão, que é a pressão de degeneração . Quando a energia de ligação efetiva, ou energia de Fermi , chega a zero, não é possível adicionar um nucleon da mesma isospin ao núcleo, pois o novo nucleon teria uma energia de ligação efetiva negativa - ou seja, é mais energeticamente favorável (o sistema terá menor energia total) para que o núcleo seja criado fora do núcleo. Isso define o ponto de gotejamento de partículas para essa espécie.

Linhas de gotejamento de uma e duas partículas

Em muitos casos, os nuclídeos ao longo das linhas de gotejamento não são contíguos, mas sim separados pelas chamadas linhas de gotejamento de uma partícula e duas partículas. Isso é uma consequência dos números pares e ímpares de núcleos que afetam a energia de ligação, pois os nuclídeos com números pares de núcleos geralmente têm uma energia de ligação mais alta e, portanto, maior estabilidade do que os núcleos ímpares adjacentes. Essas diferenças de energia resultam na linha de gotejamento de uma partícula em um nuclídeo ímpar- Z ou ímpar- N , para o qual a emissão imediata de prótons ou nêutrons é energeticamente favorável naquele nuclídeo e em todos os outros nuclídeos ímpares mais além da linha de gotejamento. No entanto, o próximo nuclídeo uniforme fora da linha de gotejamento de uma partícula ainda pode ser estável para partículas se sua energia de separação de duas partículas for não negativa. Isso é possível porque a energia de separação de duas partículas é sempre maior do que a energia de separação de uma partícula, e uma transição para um nuclídeo ímpar menos estável é energeticamente proibida. A linha de gotejamento de duas partículas é assim definida onde a energia de separação de duas partículas torna-se negativa e denota o limite mais externo para a estabilidade das partículas de uma espécie.

As linhas de gotejamento de um e dois nêutrons foram experimentalmente determinadas até o neônio, embora isótopos N ímpares não ligados sejam conhecidos ou deduzidos por não observância para cada elemento até o magnésio. Por exemplo, o último ligado ângulo diferente N isótopo de flúor é 26 M, embora o último ligado mesmo- N isótopo é 31 F.

Núcleos próximos às linhas de gotejamento são incomuns na Terra

Dos três tipos de radioatividade que ocorrem naturalmente (α, β e γ), apenas o decaimento alfa é um tipo de decaimento resultante da força nuclear forte . Os outros decaimentos de prótons e nêutrons ocorreram muito antes na vida das espécies atômicas e antes da formação da Terra. Assim, o decaimento alfa pode ser considerado uma forma de decaimento de partículas ou, menos freqüentemente, como um caso especial de fissão nuclear . A escala de tempo para a força nuclear forte é muito mais rápida do que a da força nuclear fraca ou da força eletromagnética , de modo que a vida útil dos núcleos além das linhas de gotejamento é normalmente da ordem de nanossegundos ou menos. Para decaimento alfa, a escala de tempo pode ser muito maior do que para protões ou de emissão de neutrões, devido à alta barreira de Coulomb visto por uma alfa-agrupamento em um núcleo (o mosto de partículas alfa túnel através da barreira). Como consequência, não há núcleos naturais na Terra que sofram emissão de prótons ou nêutrons ; no entanto, tais núcleos podem ser criados, por exemplo, em laboratório com aceleradores ou naturalmente em estrelas . O FRIB está programado para entrar em linha por volta de 2021/2022 e está programado para criar novos radioisótopos, que serão extraídos em um feixe e usado para estudo. Ele usa um processo de execução de um feixe de isótopos relativamente estáveis ​​através de um meio, o que desorganiza os núcleos e cria vários núcleos novos, que são então extraídos.

Nucleossíntese

Ambientes astrofísicos explosivos freqüentemente têm fluxos muito grandes de núcleos de alta energia que podem ser capturados nos núcleos de sementes . Nesses ambientes, a captura radiativa de prótons ou nêutrons ocorrerá muito mais rápido do que os decaimentos beta, e como os ambientes astrofísicos com grandes fluxos de nêutrons e prótons de alta energia são desconhecidos no momento, o fluxo de reação irá se afastar da estabilidade beta para ou até as linhas de gotejamento de nêutrons ou prótons, respectivamente. No entanto, uma vez que um núcleo atinge uma linha de gotejamento, como vimos, nenhum outro núcleo dessa espécie pode ser adicionado ao núcleo específico, e o núcleo deve primeiro sofrer um decaimento beta antes que outras capturas de núcleos possam ocorrer.

Fotodisintegração

Enquanto as linhas de gotejamento impõem os limites finais para a nucleossíntese, em ambientes de alta energia a via de queima pode ser limitada antes que as linhas de gotejamento sejam alcançadas por fotodisintegração , onde um raio gama de alta energia tira um nucleon de um núcleo. O mesmo núcleo está sujeito a um fluxo de núcleos e fótons, de modo que um equilíbrio é alcançado onde a massa se acumula em espécies nucleares específicas.

Como o banho de fótons será tipicamente descrito por uma distribuição de Planckian , os fótons de energia mais alta serão menos abundantes e, portanto, a fotodisintegração não se tornará significativa até que a energia de separação do núcleo comece a se aproximar de zero em direção às linhas de gotejamento, onde a fotodisintegração pode ser induzida por energia mais baixa raios gama. Em 1 × 10 9 Kelvin, a distribuição de fótons é energética o suficiente para tirar os núcleos de quaisquer núcleos que tenham energias de separação de partículas menores que 3 MeV, mas para saber quais núcleos existem em quais abundâncias deve-se considerar também as capturas radiativas concorrentes.

Como as capturas de nêutrons podem ocorrer em qualquer regime de energia, a fotodisintegração de nêutrons não é importante, exceto em energias mais altas. No entanto, como as capturas de prótons são inibidas pela barreira de Coulomb, as seções transversais para as reações de partículas carregadas em energias mais baixas são grandemente suprimidas, e nos regimes de energia mais elevados, onde as capturas de prótons têm uma grande probabilidade de ocorrer, muitas vezes há uma competição entre a captura de prótons e a fotodisintegração que ocorre na queima de hidrogênio explosivo; mas como a linha de gotejamento de prótons está relativamente mais próxima do vale da estabilidade beta do que a linha de gotejamento de nêutrons, a nucleossíntese em alguns ambientes pode prosseguir até qualquer linha de gotejamento de núcleos.

Pontos de espera e escalas de tempo

Uma vez que a captura radiativa não pode mais prosseguir em um determinado núcleo, seja da fotodisintegração ou das linhas de gotejamento, o processamento nuclear adicional para maior massa deve contornar este núcleo, passando por uma reação com um núcleo mais pesado, como 4 He, ou mais frequentemente esperar pelo decadência beta. As espécies nucleares nas quais uma fração significativa da massa se acumula durante um determinado episódio de nucleossíntese são consideradas pontos de espera nuclear, uma vez que o processamento posterior por capturas radiativas rápidas é atrasado.

Como foi enfatizado, os decaimentos beta são os processos mais lentos que ocorrem na nucleossíntese explosiva. Do lado da física nuclear, escalas de tempo de nucleossíntese explosiva são definidas simplesmente somando as meias-vidas de decaimento beta envolvidas, uma vez que a escala de tempo para outros processos nucleares é insignificante em comparação, embora praticamente falando esta escala de tempo seja tipicamente dominada pela soma de um punhado de meias-vidas nucleares de ponto de espera.

O processo-r

O processo de captura de neutrões rápidos é acreditado para operar muito próximo da linha de nêutrons gotejamento, embora o site astrofísico do processo-r, enquanto acredita-se ter lugar em supernovas de colapso de núcleo , é desconhecido. Embora a linha de gotejamento de nêutrons seja muito mal determinada experimentalmente e o fluxo exato da reação não seja conhecido com precisão, vários modelos prevêem que os núcleos ao longo do caminho do processo r têm uma energia de separação de dois nêutrons ( S 2n ) de aproximadamente 2 MeV. Além desse ponto, acredita-se que a estabilidade diminua rapidamente nas proximidades da linha de gotejamento, com o decaimento beta ocorrendo antes da captura de nêutrons adicionais. Na verdade, a física nuclear de matéria extremamente rica em nêutrons é um assunto relativamente novo, e já levou à descoberta da ilha de inversão e núcleos de halo como 11 Li, que tem uma pele de nêutrons muito difusa levando a um raio total comparável ao de 208 Pb. Assim, embora a linha de gotejamento de nêutrons e o processo-r estejam intimamente ligados na pesquisa, é uma fronteira desconhecida à espera de pesquisas futuras, tanto da teoria quanto da experiência.

O rp -processo

O processo de captura rápida de prótons em rajadas de raios-X ocorre na linha de gotejamento de prótons, exceto perto de alguns pontos de espera de fotodisintegração. Isso inclui os núcleos 21 Mg, 30 S, 34 Ar, 38 Ca, 56 Ni, 60 Zn, 64 Ge, 68 Se, 72 Kr, 76 Sr e 80 Zr.

Um claro padrão de estrutura nuclear que emerge é a importância do emparelhamento , visto que se nota que todos os pontos de espera acima estão em núcleos com um número par de prótons e todos, exceto 21 Mg, também têm um número par de nêutrons. No entanto, os pontos de espera dependerão das suposições do modelo de explosão de raios-X, como metalicidade , taxa de acreção e hidrodinâmica, juntamente com as incertezas nucleares, e como mencionado acima, a definição exata do ponto de espera pode não ser consistente de um estudo para o outro. Embora existam incertezas nucleares, em comparação com outros processos de nucleossíntese explosivos, o processo rp é bastante restrito experimentalmente, como, por exemplo, todos os núcleos de ponto de espera acima foram pelo menos observados em laboratório. Assim, como as entradas da física nuclear podem ser encontradas na literatura ou em compilações de dados, a Infraestrutura Computacional para Astrofísica Nuclear permite fazer cálculos de pós-processamento em vários modelos de rajada de raios-X e definir por si mesmo os critérios para o ponto de espera, como bem como alterar quaisquer parâmetros nucleares.

Embora o processo rp em rajadas de raios-X possa ter dificuldade em contornar o ponto de espera de 64 Ge, certamente em pulsares de raios X onde o processo rp é estável, a instabilidade em direção ao decaimento alfa coloca um limite superior próximo a A  = 100 na massa que pode ser alcançado através da queima contínua. O limite exato é um assunto atualmente sob investigação; 104–109 Te são conhecidos por sofrerem decaimento alfa, enquanto 103 Sb é não ligado ao próton. Mesmo antes que o limite próximo a A  = 100 seja alcançado, o fluxo de prótons é pensado para diminuir consideravelmente e, assim, desacelerar o processo rp , antes da baixa taxa de captura e um ciclo de transmutações entre isótopos de estanho, antimônio e telúrio após captura de prótons adicional encerrá-lo completamente. No entanto, foi demonstrado que se houver episódios de resfriamento ou mistura de cinzas anteriores na zona de queima, um material tão pesado quanto 126 Xe pode ser criado.

Estrelas de nêutrons

Em estrelas de nêutrons , os núcleos pesados ​​de nêutrons são encontrados quando elétrons relativísticos penetram nos núcleos e produzem decaimento beta inverso , em que o elétron se combina com um próton no núcleo para formar um nêutron e um elétron-neutrino:


p
 

e-
 
→ 
n
 

ν
e

À medida que mais e mais nêutrons são criados nos núcleos, os níveis de energia dos nêutrons são preenchidos até um nível de energia igual à massa restante de um nêutron. Nesse ponto, qualquer elétron que penetre em um núcleo criará um nêutron, que "pingará" do núcleo. Neste ponto, temos:

E deste ponto em diante a equação

se aplica, onde p F n é o momento de Fermi do nêutron. À medida que nos aprofundamos na estrela de nêutrons, a densidade de nêutrons livres aumenta e à medida que o momentum de Fermi aumenta com o aumento da densidade, a energia de Fermi aumenta, de modo que os níveis de energia abaixo do nível superior atingem o gotejamento de nêutrons e mais e mais nêutrons gotejam dos núcleos de modo que obtemos núcleos em um fluido de nêutrons. Por fim, todos os nêutrons gotejam dos núcleos e chegamos ao interior do fluido de nêutrons da estrela de nêutrons.

Valores conhecidos

Linha de gotejamento de nêutrons

Os valores da linha de gotejamento de nêutrons são conhecidos apenas para os primeiros dez elementos, do hidrogênio ao neônio. Para o oxigênio ( Z  = 8), o número máximo de nêutrons ligados é 16, tornando 24 O o isótopo de oxigênio mais pesado ligado às partículas. Para neon ( Z  = 10), o número máximo de nêutrons ligados aumenta para 24 no isótopo estável de partícula mais pesada 34 Ne. A localização da linha de gotejamento de nêutrons para flúor e neon foi determinada em 2017 pela não observação de isótopos imediatamente além da linha de gotejamento. O mesmo experimento descobriu que o isótopo ligado mais pesado do próximo elemento, o sódio, é pelo menos 39 Na. Estas foram as primeiras novas descobertas ao longo da linha de gotejamento de nêutrons em mais de vinte anos.

A linha de gotejamento de nêutrons deve divergir da linha de estabilidade beta após o cálcio com uma proporção média de nêutron para próton de 2,4. Portanto, está previsto que a linha de gotejamento de nêutrons ficará fora do alcance para elementos além do zinco (onde a linha de gotejamento é estimada em torno de N  = 60) ou possivelmente zircônio (estimado em N  = 88), já que nenhuma técnica experimental conhecida é teoricamente capaz de criar o desequilíbrio necessário de prótons e nêutrons em isótopos de linha de gotejamento de elementos mais pesados. De fato, isótopos ricos em nêutrons como 49 S, 52 Cl e 53 Ar que foram calculados para ficar além da linha de gotejamento foram relatados como limitados em 2017-2019, indicando que a linha de gotejamento de nêutrons pode estar ainda mais longe do beta -linha de estabilidade do que o previsto.

A tabela abaixo lista o isótopo ligado à partícula mais pesada dos primeiros dez elementos.

Z Espécies
01 03 H
02 08 ele
03 011 Li
04 014 Be
05 017 B
06 022 C
07 023 N
08 024 O
09 031 F
10 034 Ne

Linha de gotejamento de prótons

A localização geral da linha de gotejamento de prótons está bem estabelecida. Para todos os elementos que ocorrem naturalmente na Terra e têm um número ímpar de prótons, pelo menos uma espécie com uma energia de separação de prótons menor que zero foi experimentalmente observada. Até o germânio , a localização da linha de gotejamento para muitos elementos com um número par de prótons é conhecida, mas nenhum além desse ponto está listado nos dados nucleares avaliados. Existem alguns casos excepcionais em que, devido ao emparelhamento nuclear , existem algumas espécies ligadas a partículas fora da linha de gotejamento, como 8 B e 178 Au . Pode-se notar também que, ao se aproximar dos números mágicos , a linha de gotejamento é menos compreendida. Uma compilação dos primeiros núcleos não ligados que se sabe que estão além da linha de gotejamento de prótons é fornecida a seguir, com o número de prótons, Z e os isótopos correspondentes, retirados do Centro Nacional de Dados Nucleares.

Z Espécies
02 02 ele
03 05 Li
04 06 Be
05 07 B, 09 B
06 08 C
07 11 N
08 12 O
09 16 F
10 16 Ne
11 19 Na
12 19 mg
13 21 Al
15 25 P
17 30 Cl
18 30 Ar
19 34 K
21 39 Sc
22 38 Ti
23 42 V
25 45 Mn
27 50 Co
29 55 Cu
30 54 Zn
31 59 Ga
32 58 Ge
33 65 As
35 69 Br
37 73 Rb
39 77 Y
41 81 Nb
43 85 Tc
45 89 Rh
47 93 Ag
49 97 dentro
51 105 Sb
53 110 I
55 115 Cs
57 119 La
59 123 Pr
61 128 Pm
63 134 eu
65 139 Tb
67 145 Ho
69 149 Tm
71 155 Lu
73 159 Ta
75 165 Re
77 171 Ir
79 175 Au, 177 Au
81 181 Tl
83 189 Bi
85 195 em
87 201 Fr
89 207 Ac
91 214 Pa
93 219 Np

Veja também

Referências