r -processo - r-process
| Física nuclear |
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| Núcleo · Núcleons ( p , n ) · Nuclear matéria · força Nuclear · estrutura nuclear · reacção nuclear |
Em astrofísica nucleares , o processo de captura de neutrões rápidos , também conhecido como o r -process , é um conjunto de reacções nucleares que é responsável para a criação de cerca de metade dos núcleos atómicos mais pesados do que o ferro ; os "elementos pesados", com a outra metade produzido pelo processo p e s -process . O processo r geralmente sintetiza os isótopos estáveis mais ricos em nêutrons de cada elemento pesado. O processo r pode tipicamente sintetizar os quatro isótopos mais pesados de cada elemento pesado, e os dois isótopos mais pesados, que são referidos como núcleos apenas r , podem ser criados apenas por meio do processo r . Os picos de abundância para o processo r ocorrem perto dos números de massa A = 82 (elementos Se, Br e Kr), A = 130 (elementos Te, I e Xe) e A = 196 (elementos Os, Ir e Pt).
O processo r envolve uma sucessão de capturas rápidas de nêutrons (daí o nome) por um ou mais núcleos de sementes pesadas , normalmente começando com núcleos no pico de abundância centrado em 56 Fe . As capturas deve ser rápida, no sentido de que os núcleos não deve ter tempo para sofrer decaimento radioactivo (tipicamente através de β - decaimento) antes de outro neutrão chega a ser capturado. Essa sequência pode continuar até o limite de estabilidade dos núcleos cada vez mais ricos em nêutrons (a linha de gotejamento de nêutrons ) para reter fisicamente os nêutrons, conforme governado pela força nuclear de curto alcance. O processo r, portanto, deve ocorrer em locais onde existe uma alta densidade de nêutrons livres . Os primeiros estudos teorizado que 10 24 neutrões livres por cm 3 seria necessário, para temperaturas de cerca de 1 GK, a fim de coincidir com os pontos de espera, no qual não há mais neutrões podem ser capturados, com os números atómicos dos picos de abundância do r -process núcleos. Isso equivale a quase um grama de nêutrons livres em cada centímetro cúbico, um número surpreendente que requer localizações extremas. Tradicionalmente, isso sugeria o material ejetado do núcleo reexpandido de uma supernova de colapso do núcleo , como parte da nucleossíntese da supernova , ou descompressão da matéria de estrela de nêutrons lançada por uma fusão de estrela de nêutrons binária . A contribuição relativa de cada uma dessas fontes para a abundância astrofísica de elementos do processo r é uma questão de pesquisa contínua.
Uma série limitada de capturas de nêutrons semelhantes a um processo r ocorre em menor grau nas explosões de armas termonucleares . Isso levou à descoberta dos elementos einstênio (elemento 99) e férmio (elemento 100) na precipitação radioativa de armas nucleares .
A r contrastes -process com o s -process , outro mecanismo predominante para a produção de elementos pesados, que é nucleosíntese por meio de lentas capturas de neutrões. O processo s ocorre principalmente dentro de estrelas comuns, particularmente estrelas AGB , onde o fluxo de nêutrons é suficiente para fazer com que as capturas de nêutrons ocorram a cada 10-100 anos, muito lento para o processo r , que requer 100 capturas por segundo. O processo s é secundário , o que significa que requer isótopos pesados pré-existentes como núcleos de sementes para serem convertidos em outros núcleos pesados por uma sequência lenta de capturas de nêutrons livres. Os cenários do processo r criam seus próprios núcleos de sementes, de modo que podem prosseguir em estrelas massivas que não contêm núcleos de sementes pesados. Tomados em conjunto, os processos r e s são responsáveis por quase toda a abundância de elementos químicos mais pesados que o ferro. O desafio histórico tem sido localizar configurações físicas apropriadas para suas escalas de tempo.
História
Após pesquisas pioneiras sobre o Big Bang e a formação do hélio nas estrelas, suspeitou-se da existência de um processo desconhecido responsável pela produção de elementos mais pesados encontrados na Terra a partir do hidrogênio e do hélio. Uma primeira tentativa de explicação veio de Chandrasekhar e Louis R. Henrich que postulou que os elementos foram produzidos a temperaturas entre 6 × 10 9 e 8 × 10 9 K . Sua teoria explicava os elementos até o cloro , embora não houvesse explicação para os elementos de peso atômico mais pesados do que 40 amu em abundâncias não desprezíveis. Isso se tornou a base de um estudo de Fred Hoyle , que formulou a hipótese de que as condições no núcleo das estrelas em colapso permitiriam a nucleossíntese do restante dos elementos por meio da captura rápida de nêutrons livres densamente compactados. No entanto, permaneceram questões sem resposta sobre o equilíbrio em estrelas que era necessário para equilibrar os decaimentos beta e explicar com precisão a abundância de elementos que seriam formados em tais condições.
A necessidade de um ambiente físico que forneça captura rápida de nêutrons , que quase certamente tem um papel na formação de elementos, também foi vista em uma tabela de abundância de isótopos de elementos pesados por Hans Suess e Harold Urey em 1956. Sua tabela de abundância revelou abundâncias maiores do que a média de isótopos naturais contendo números mágicos de nêutrons, bem como picos de abundância cerca de 10 amu mais leves do que núcleos estáveis contendo números mágicos de nêutrons que também estavam em abundância, sugerindo que núcleos ricos em nêutrons radioativos tendo os números de nêutrons mágicos, mas cerca de dez menos prótons foram formados. Essas observações também implicaram que a captura rápida de nêutrons ocorria mais rápido do que o decaimento beta , e os picos de abundância resultantes eram causados pelos chamados pontos de espera em números mágicos. Este processo, a captura rápida de nêutrons por isótopos ricos em nêutrons, tornou-se conhecido como processo r , enquanto o processo s foi nomeado por sua característica captura lenta de nêutrons. Uma tabela que distribui os isótopos pesados fenomenologicamente entre os isótopos do processo s e do processo r foi publicada em 1957 no artigo de revisão B 2 FH , que nomeou o processo r e delineou a física que o orienta. Alastair GW Cameron também publicou um estudo menor sobre o processo r no mesmo ano.
O processo r estacionário, conforme descrito pelo artigo B 2 FH, foi demonstrado pela primeira vez em um cálculo dependente do tempo na Caltech por Phillip A. Seeger, William A. Fowler e Donald D. Clayton , que descobriu que nenhum instantâneo temporal único correspondia ao solar Abundâncias do processo r , mas que, quando sobrepostas, alcançaram uma caracterização bem-sucedida da distribuição da abundância do processo r . Distribuições de tempo mais curto enfatizam abundâncias em pesos atômicos menores que A = 140 , enquanto distribuições de tempo mais longo enfatizam aquelas em pesos atômicos maiores que A = 140 . Os tratamentos subsequentes do processo r reforçaram essas características temporais. Seeger et al. também conseguiram construir uma distribuição mais quantitativa entre o processo s e o processo r da tabela de abundância de isótopos pesados, estabelecendo assim uma curva de abundância mais confiável para os isótopos do processo r do que o B 2 FH foi capaz de definir. Hoje, as abundâncias do processo r são determinadas usando sua técnica de subtrair as abundâncias isotópicas do processo s mais confiáveis das abundâncias isotópicas totais e atribuir o restante à nucleossíntese do processo r . Essa curva de abundância do processo r (vs. peso atômico) forneceu por muitas décadas o alvo para cálculos teóricos de abundâncias sintetizadas pelo processo r físico .
A criação de nêutrons livres por captura de elétrons durante o rápido colapso para alta densidade de um núcleo de supernova junto com a rápida montagem de alguns núcleos de sementes ricos em nêutrons torna o processo r um processo de nucleossíntese primária , ou seja, um processo que pode ocorrer até mesmo em uma estrela inicialmente de H e He puros, em contraste com a designação B 2 FH como um processo secundário baseado em ferro preexistente. A nucleossíntese estelar primária começa mais cedo na galáxia do que a nucleossíntese secundária. Alternativamente, a alta densidade de nêutrons dentro das estrelas de nêutrons estaria disponível para rápida montagem em núcleos de processo r se uma colisão ejetasse porções de uma estrela de nêutrons, que então se expande rapidamente livre do confinamento. Essa sequência também poderia começar mais cedo no tempo galáctico do que a nucleossíntese do processo s ; portanto, cada cenário se ajusta ao crescimento anterior das abundâncias do processo r na galáxia. Cada um desses cenários é objeto de pesquisa teórica ativa. Evidências observacionais do enriquecimento do processo r inicial de gás interestelar e de estrelas recém-formadas subsequentes, conforme aplicado à evolução da abundância da galáxia de estrelas, foi apresentado pela primeira vez por James W. Truran em 1981. Ele e astrônomos subsequentes mostraram que o O padrão de abundância de elementos pesados nas primeiras estrelas pobres em metal combinava com o formato da curva do processo r solar , como se o componente do processo s estivesse faltando. Isto foi consistente com a hipótese de que o s -processo ainda não tinha começado a enriquecer gás interestelar quando essas estrelas jovens faltando o de s abundâncias -processo nasceram a partir desse gás, por isso requer cerca de 100 milhões de anos de história galáctica para o s -processo para começar, enquanto o processo r pode começar depois de dois milhões de anos. Essas composições estelares ricas em processo- s e pobres em processo- r devem ter nascido antes de qualquer processo- s , mostrando que o processo- r emerge de estrelas massivas de evolução rápida que se tornam supernovas e deixam vestígios de estrelas de nêutrons que podem se fundir com outra estrela de nêutrons. A natureza primária do processo r inicial deriva, portanto, dos espectros de abundância observados em estrelas velhas que nasceram cedo, quando a metalicidade galáctica ainda era pequena, mas que, apesar disso, contêm seu complemento de núcleos do processo r .
Ambas as interpretações, embora geralmente apoiadas por especialistas em supernovas, ainda não alcançaram um cálculo totalmente satisfatório das abundâncias do processo r porque o problema geral é numericamente formidável, mas os resultados existentes são favoráveis. Em 2017, novos dados sobre o processo r foram descobertos quando os observatórios de ondas gravitacionais de LIGO e Virgem descobriram uma fusão de duas estrelas de nêutrons ejetando matéria do processo r . Veja os sites astrofísicos abaixo.
Digno de nota é que o processo r é responsável por nossa coorte natural de elementos radioativos, como urânio e tório, bem como os isótopos mais ricos em nêutrons de cada elemento pesado.
Física nuclear
Existem três sítios candidatos para a nucleossíntese do processo r, onde se pensa que existem as condições necessárias: supernovas de baixa massa , supernovas do Tipo II e fusões de estrelas de nêutrons .
Imediatamente após a compressão severa de elétrons em uma supernova Tipo II, o decaimento beta-negativo é bloqueado. Isso ocorre porque a alta densidade de elétrons preenche todos os estados de elétrons livres disponíveis até uma energia de Fermi que é maior do que a energia do decaimento beta nuclear. No entanto, a captura nuclear desses elétrons livres ainda ocorre e causa crescente neutronização da matéria. Isso resulta em uma extremamente alta densidade de neutrões livres que não pode decair, na ordem de 10 24 neutrões por cm 3 , e altas temperaturas . À medida que isso se expande novamente e esfria, a captura de nêutrons por núcleos pesados ainda existentes ocorre muito mais rápido do que o decaimento beta-menos . Como consequência, o processo r corre ao longo da linha de gotejamento de nêutrons e núcleos ricos em nêutrons altamente instáveis são criados.
Três processos que afetam a escalada da linha de gotejamento de nêutrons são uma diminuição notável na seção transversal de captura de nêutrons em núcleos com camadas de nêutrons fechadas , o processo de inibição de fotodisintegração e o grau de estabilidade nuclear na região de isótopos pesados. A captura de nêutrons na nucleossíntese do processo r leva à formação de núcleos ricos em nêutrons e fracamente ligados com energias de separação de nêutrons tão baixas quanto 2 MeV. Neste estágio, as camadas de nêutrons fechadas em N = 50, 82 e 126 são alcançadas e a captura de nêutrons é temporariamente pausada. Esses chamados pontos de espera são caracterizados por uma maior energia de ligação em relação aos isótopos mais pesados, levando a seções transversais de captura de nêutrons baixas e um acúmulo de núcleos semimágicos que são mais estáveis em direção ao decaimento beta. Além disso, os núcleos além dos fechamentos da concha são suscetíveis ao decaimento beta mais rápido devido à sua proximidade com a linha de gotejamento; para esses núcleos, o decaimento beta ocorre antes da captura posterior de nêutrons. Os núcleos do ponto de espera podem então decair beta em direção à estabilidade antes que a captura de nêutrons possa ocorrer, resultando em uma desaceleração ou congelamento da reação.
A diminuição da estabilidade nuclear termina o processo r quando seus núcleos mais pesados se tornam instáveis à fissão espontânea, quando o número total de núcleos se aproxima de 270. A barreira de fissão pode ser baixa o suficiente antes de 270, de modo que a captura de nêutrons pode induzir a fissão em vez de continuar até o gotejamento de nêutrons linha. Depois que o fluxo de nêutrons diminui, esses núcleos radioativos altamente instáveis passam por uma rápida sucessão de decaimentos beta até atingirem núcleos ricos em nêutrons mais estáveis. Enquanto o s -process cria uma abundância de núcleos estáveis tendo conchas fechadas de neutrões, a r -process, em núcleos antecessor ricos em neutrões, cria uma abundância de núcleos radioactivos cerca de 10 amu abaixo do s picos -Processo após a sua decomposição de volta para a estabilidade.
O processo r também ocorre em armas termonucleares e foi responsável pela descoberta inicial de isótopos de actinídeos ricos em nêutrons, como o plutônio-244, e os novos elementos einstênio e férmio (números atômicos 99 e 100) na década de 1950. Foi sugerido que múltiplas explosões nucleares tornariam possível atingir a ilha de estabilidade , já que os nuclídeos afetados (começando com o urânio-238 como núcleos semente) não teriam tempo para decair beta até os nuclídeos de fissão rápida e espontânea em a linha de estabilidade beta antes de absorver mais nêutrons na próxima explosão, proporcionando assim uma chance de alcançar nuclídeos superpesados ricos em nêutrons, como copernício -291 e -293, que devem ter meia-vida de séculos ou milênios.
Sites astrofísicos
O sítio candidato mais provável para o processo r há muito tem sido sugerido como sendo as supernovas de colapso do núcleo (tipos espectrais Ib , Ic e II ), que podem fornecer as condições físicas necessárias para o processo r . No entanto, a abundância muito baixa de núcleos de processo r no gás interestelar limita a quantidade que cada um pode ter ejetado. Requer que apenas uma pequena fração das supernovas ejete núcleos do processo r para o meio interestelar ou que cada supernova ejete apenas uma pequena quantidade de material do processo r . O material ejetado deve ser relativamente rico em nêutrons, uma condição que tem sido difícil de alcançar em modelos, de modo que os astrofísicos permanecem inquietos sobre sua adequação para rendimentos bem-sucedidos do processo r .
Em 2017, dados astronômicos inteiramente novos sobre o processo r foram descobertos em dados sobre a fusão de duas estrelas de nêutrons . Usando os dados de ondas gravitacionais capturados no GW170817 para identificar a localização da fusão, várias equipes observaram e estudaram os dados ópticos da fusão, encontrando evidências espectroscópicas de material de processo r jogado pelas estrelas de nêutrons em fusão. A maior parte deste material parece consistir em dois tipos: massas azuis quentes de altamente radioactivo r matéria -processo de núcleos pesados inferior-massa de gama ( A <140 , tais como estrôncio ) e refrigerador de massas vermelhos de maior número de massa- r -process núcleos ( A > 140 ) ricos em actinídeos (como urânio , tório e califórnio ). Quando liberados da enorme pressão interna da estrela de nêutrons, esses materiais ejetados se expandem e formam núcleos pesados de sementes que rapidamente capturam nêutrons livres e irradiam luz óptica detectada por cerca de uma semana. Essa duração de luminosidade não seria possível sem o aquecimento por decaimento radioativo interno, que é fornecido por núcleos de processo r próximos de seus pontos de espera. Duas regiões de massa distintas ( A <140 e A > 140 ) para os rendimentos do processo r são conhecidas desde os primeiros cálculos dependentes do tempo do processo r . Por causa dessas características espectroscópicas, argumentou-se que a nucleossíntese na Via Láctea foi principalmente ejetada de fusões de estrelas de nêutrons, em vez de supernovas.
Esses resultados oferecem uma nova possibilidade para esclarecer seis décadas de incerteza sobre o local de origem dos núcleos do processo r . A confirmação da relevância para o processo r é que é a energia radiogênica da decadência radioativa dos núcleos do processo r que mantém a visibilidade desses fragmentos desmembrados do processo r . Caso contrário, eles escureceriam rapidamente. Esses locais alternativos foram propostos seriamente pela primeira vez em 1974 como matéria de estrela de nêutrons descomprimindo . Foi proposto que tal matéria é ejetada de estrelas de nêutrons que se fundem com buracos negros em binários compactos. Em 1989 (e 1999), este cenário foi estendido para fusões de estrelas de nêutrons binárias (um sistema estelar binário de duas estrelas de nêutrons que colidem). Após a identificação preliminar desses sites, o cenário foi confirmado em GW170817 . Os modelos astrofísicos atuais sugerem que um único evento de fusão de estrelas de nêutrons pode ter gerado entre 3 e 13 massas terrestres de ouro.