Быстрый захват нейтронов: синтез тяжелых элементов.

Введение

Путь нуклеосинтеза

В ядерной астрофизике процесс быстрого захвата нейтронов, также известный как r-процесс, представляет собой набор ядерных реакций, ответственных за создание приблизительно половины атомных ядер тяжелее железа, – «тяжелых элементов», при этом другая половина образуется в p-процессе и s-процессе. R-процесс обычно синтезирует наиболее богатые нейтронами стабильные изотопы каждого тяжелого элемента. Как правило, r-процесс способен синтезировать четыре самых тяжелых изотопа каждого тяжелого элемента; из них два более тяжелых называются ядрами, образующимися только в результате r-процесса, поскольку они создаются исключительно этим процессом. Пики распространенности для r-процесса наблюдаются при массовых числах 1/A = 82 (элементы Se, Br и Kr), 1/A = 130 (элементы Te, I и Xe) и 1/A = 196 (элементы Os, Ir и Pt). R-процесс включает в себя последовательность быстрых захватов нейтронов (отсюда и название) одним или несколькими тяжелыми «зародышевыми» ядрами, обычно начинающуюся с ядер в пике распространенности, центрированном вокруг ⁵⁶Fe. Захваты должны происходить быстро, в том смысле, что ядра не должны успевать подвергаться радиоактивному распаду (обычно посредством β⁻-распада) до прибытия следующего нейтрона для захвата. Эта последовательность может продолжаться до предела стабильности все более богатых нейтронами ядер (нейтронной капельной линии), чтобы физически удерживать нейтроны, что определяется ядерной силой короткого радиуса действия. Следовательно, r-процесс должен происходить в местах с высокой плотностью свободных нейтронов. Первые исследования предполагали, что для температур около 1 ГК потребуется 10²⁴ свободных нейтрона на см³, чтобы сопоставить «точки ожидания», в которых больше не может быть захвачено нейтронов, с массовыми числами пиков распространенности ядер, образованных в r-процессе. Это почти грамм свободных нейтронов на каждый кубический сантиметр – поразительное количество, требующее экстремальных условий. Традиционно это указывало на материал, выброшенный из расширяющегося ядра сверхновой с коллапсом ядра, как часть нуклеосинтеза сверхновой, или на декомпрессию вещества нейтронной звезды, выброшенного при слиянии двух нейтронных звезд в килоновой. Относительный вклад каждого из этих источников в астрофизическое изобилие элементов, образованных в r-процессе, остается предметом продолжающихся исследований по состоянию на 2018 год. Ограниченный r-процесс, подобный серии захватов нейтронов, в незначительной степени происходит при взрывах термоядерного оружия. Это привело к открытию элементов эйнштейния (элемент 99) и фермия (элемент 100) в продуктах распада ядерного оружия. R-процесс противопоставляется s-процессу, другому преобладающему механизму производства тяжелых элементов, который представляет собой нуклеосинтез посредством медленного захвата нейтронов. В общем, изотопы, участвующие в s-процессе, имеют достаточно длительный период полураспада, чтобы их можно было изучать в лабораторных экспериментах, но это обычно не относится к изотопам, участвующим в r-процессе. S-процесс в основном происходит внутри обычных звезд, особенно звезд AGB, где нейтронный поток достаточен для того, чтобы захват нейтронов повторялся каждые 10–100 лет, что слишком медленно для r-процесса, которому требуется 100 захватов в секунду. S-процесс является вторичным, то есть требует наличия уже существующих тяжелых изотопов в качестве «зародышевых» ядер для преобразования в другие тяжелые ядра посредством медленной последовательности захвата свободных нейтронов. Сценарии r-процесса создают свои собственные «зародышевые» ядра, поэтому они могут протекать в массивных звездах, которые не содержат тяжелых «зародышевых» ядер. В совокупности r-процесс и s-процесс составляют почти все изобилие химических элементов тяжелее железа. Историческая задача заключалась в поиске физических условий, соответствующих их временным масштабам.

In nuclear astrophysics, the rapid neutron capture process, also known as the r process, is a set of nuclear reactions that is responsible for the creation of approximately half of the atomic nuclei heavier than iron, the "heavy elements", with the other half produced by the p process and s process. The r process usually synthesizes the most neutron rich stable isotopes of each heavy element. The r process can typically synthesize the heaviest four isotopes of every heavy element; of these, the heavier two are called r only nuclei because they are created exclusively via the r process. Abundance peaks for the r process occur near mass numbers 1=A = 82 (elements Se, Br, and Kr), 1=A = 130 (elements Te, I, and Xe) and 1=A = 196 (elements Os, Ir, and Pt). The r process entails a succession of rapid neutron captures (hence the name) by one or more heavy seed nuclei, typically beginning with nuclei in the abundance peak centered on 56Fe. The captures must be rapid in the sense that the nuclei must not have time to undergo radioactive decay (typically via β− decay) before another neutron arrives to be captured. This sequence can continue up to the limit of stability of the increasingly neutron rich nuclei (the neutron drip line) to physically retain neutrons as governed by the short range nuclear force. The r process therefore must occur in locations where there exists a high density of free neutrons. Early studies theorized that 1024 free neutrons per cm3 would be required, for temperatures of about 1 GK, in order to match the waiting points, at which no more neutrons can be captured, with the mass numbers of the abundance peaks for r process nuclei. This amounts to almost a gram of free neutrons in every cubic centimeter, an astonishing number requiring extreme locations. Traditionally this suggested the material ejected from the reexpanded core of a core collapse supernova, as part of supernova nucleosynthesis, or decompression of neutron star matter thrown off by a binary neutron star merger in a kilonova. The relative contribution of each of these sources to the astrophysical abundance of r process elements is a matter of ongoing research as of 2018. A limited r process like series of neutron captures occurs to a minor extent in thermonuclear weapon explosions. These led to the discovery of the elements einsteinium (element 99) and fermium (element 100) in nuclear weapon fallout. The r process contrasts with the s process, the other predominant mechanism for the production of heavy elements, which is nucleosynthesis by means of slow captures of neutrons. In general, isotopes involved in the s process have half lives long enough to enable their study in laboratory experiments, but this is not typically true for isotopes involved in the r process. The s process primarily occurs within ordinary stars, particularly AGB stars, where the neutron flux is sufficient to cause neutron captures to recur every 10–100 years, much too slow for the r process, which requires 100 captures per second. The s process is secondary, meaning that it requires pre existing heavy isotopes as seed nuclei to be converted into other heavy nuclei by a slow sequence of captures of free neutrons. The r process scenarios create their own seed nuclei, so they might proceed in massive stars that contain no heavy seed nuclei. Taken together, the r and s processes account for almost the entire abundance of chemical elements heavier than iron. The historical challenge has been to locate physical settings appropriate to their time scales.

История

После первопроходческих исследований Большого взрыва и образования гелия в звездах, возникло предположение о существовании неизвестного процесса, ответственного за образование более тяжелых элементов, обнаруженных на Земле, из водорода и гелия. Одной из первых попыток объяснения стала работа Субрахманьяна Чандрасекара и Луиса Р. Хенриха, которые предположили, что элементы образуются при температурах от 6 × 109 до 8 × 109 К. Их теория объясняла образование элементов до хлора, однако не давала объяснения для элементов с атомным весом более 40 а.е.м. при заметной распространенности. Это послужило основой для исследования Фреда Хойла, который выдвинул гипотезу о том, что условия в ядрах коллапсирующих звезд позволят осуществлять нуклеосинтез остальных элементов посредством быстрого захвата плотно упакованных свободных нейтронов. Однако оставались нерешенные вопросы относительно равновесия в звездах, необходимого для баланса бета-распада и точного учета количества образующихся элементов. Таблица их изотопных соотношений показала повышенное, по сравнению со средним, количество природных изотопов с «магическими» числами нейтронов, а также пики распространенности примерно на 10 а.е.м. меньше, чем у стабильных ядер с «магическими» числами нейтронов, которые также встречались в изобилии. Это указывало на образование радиоактивных, богатых нейтронами ядер с «магическими» числами нейтронов, но примерно на десять протонов меньше. Эти наблюдения также подразумевали, что быстрый захват нейтронов происходил быстрее, чем бета-распад, а наблюдаемые пики распространенности были вызваны так называемыми «точками ожидания» при «магических» числах. В том же году А.Г. Камерон опубликовал небольшое исследование процесса r. Стационарный процесс r, описанный в работе B2FH, был впервые продемонстрирован в расчете, зависящем от времени, в Калифорнийском технологическом институте (Caltech) Филипом А. Сигером, Уильямом А. Фаулером и Дональдом Д. Клейтоном, которые обнаружили, что ни один момент времени не соответствует солнечному изотопному составу, полученному в процессе r, но при суперпозиции удалось успешно охарактеризовать распределение изотопного состава процесса r. Более короткие временные распределения подчеркивают распространенность элементов с атомным весом менее 1=A = 140, в то время как более длинные – элементов с атомным весом более 1=A = 140. Последующие исследования процесса r подтвердили эти временные особенности. Сигер и его коллеги также смогли более количественно оценить вклад процессов s и r в изотопный состав тяжелых элементов, тем самым установив более надежную кривую изотопного состава для изотопов процесса r, чем удалось определить B2FH. Сегодня изотопный состав процесса r определяется с использованием их метода вычитания более надежных изотопных соотношений процесса s из общего изотопного состава и отнесения остатка к нуклеосинтезу процесса r. Эта кривая изотопного состава процесса r (в зависимости от атомного веса) на протяжении десятилетий служила целью для теоретических расчетов изотопного состава, синтезированного в физическом процессе r. Образование свободных нейтронов посредством захвата электронов во время быстрого коллапса ядра сверхновой до высокой плотности, а также быстрое формирование некоторых «зародышевых» ядер, богатых нейтронами, делает процесс r первичным процессом нуклеосинтеза, который может происходить даже в звезде, изначально состоящей только из водорода и гелия. Это в отличие от обозначения B2FH, которое относится к вторичному процессу, основанному на уже существующем железе. Первичный звездный нуклеосинтез начинается раньше, чем вторичный. Альтернативно, высокая плотность нейтронов внутри нейтронных звезд может быть использована для быстрого формирования ядер процесса r, если столкновение выбросит части нейтронной звезды, которая затем быстро расширится, освободившись от ограничений. Эта последовательность также может начаться раньше в галактическом времени, чем нуклеосинтез процесса s; поэтому каждый сценарий соответствует более раннему росту распространенности элементов процесса r в галактике. Каждый из этих сценариев является предметом активных теоретических исследований. Наблюдательные данные о раннем обогащении межзвездного газа процессом r и последующем формировании новых звезд, применимые к эволюции изотопного состава галактики звезд, были впервые представлены Джеймсом В. Трураном в 1981 году. Он и последующие астрономы показали, что модель изотопного состава тяжелых элементов в самых ранних звездах с низкой металличностью соответствует форме кривой изотопного состава процесса r, как будто компонента процесса s отсутствует. Это согласуется с гипотезой о том, что процесс s еще не начал обогащать межзвездный газ, когда эти молодые звезды, лишенные изотопов процесса s, образовались из этого газа, поскольку для запуска процесса s требуется около 100 миллионов лет галактической истории, в то время как процесс r может начаться через два миллиона лет. Эти звездные составы, бедные процессом s и богатые процессом r, должны были образоваться раньше любого процесса s, что указывает на то, что процесс r происходит в быстро эволюционирующих массивных звездах, которые становятся сверхновыми и оставляют после себя остатки нейтронных звезд, которые могут сливаться с другой нейтронной звездой. Первичный характер раннего процесса r подтверждается наблюдаемыми спектрами изотопного состава старых звезд. Следует отметить, что процесс r отвечает за природный набор радиоактивных элементов, таких как уран и торий, а также за наиболее богатые нейтронами изотопы каждого тяжелого элемента.

Following pioneering research into the Big Bang and the formation of helium in stars, an unknown process responsible for producing heavier elements found on Earth from hydrogen and helium was suspected to exist. One early attempt at explanation came from Subrahmanyan Chandrasekhar and Louis R. Henrich who postulated that elements were produced at temperatures between 6×109 and 8×109 K. Their theory accounted for elements up to chlorine, though there was no explanation for elements of atomic weight heavier than 40 amu at non negligible abundances. This became the foundation of a study by Fred Hoyle, who hypothesized that conditions in the core of collapsing stars would enable nucleosynthesis of the remainder of the elements via rapid capture of densely packed free neutrons. However, there remained unanswered questions about equilibrium in stars that was required to balance beta decays and precisely account for abundances of elements that would be formed in such conditions. Their abundance table revealed larger than average abundances of natural isotopes containing magic numbers of neutrons as well as abundance peaks about 10 amu lighter than stable nuclei containing magic numbers of neutrons which were also in abundance, suggesting that radioactive neutron rich nuclei having the magic neutron numbers but roughly ten fewer protons were formed. These observations also implied that rapid neutron capture occurred faster than beta decay, and the resulting abundance peaks were caused by so called waiting points at magic numbers. Alastair G. W. Cameron also published a smaller study about the r process in the same year. The stationary r process as described by the B2FH paper was first demonstrated in a time dependent calculation at Caltech by Phillip A. Seeger, William A. Fowler and Donald D. Clayton, who found that no single temporal snapshot matched the solar r process abundances, but, that when superposed, did achieve a successful characterization of the r process abundance distribution. Shorter time distributions emphasize abundances at atomic weights less than 1=A = 140, whereas longer time distributions emphasized those at atomic weights greater than 1=A = 140. Subsequent treatments of the r process reinforced those temporal features. Seeger et al. were also able to construct more quantitative apportionment between s process and r process of the abundance table of heavy isotopes, thereby establishing a more reliable abundance curve for the r process isotopes than B2FH had been able to define. Today, the r process abundances are determined using their technique of subtracting the more reliable s process isotopic abundances from the total isotopic abundances and attributing the remainder to r process nucleosynthesis. That r process abundance curve (vs. atomic weight) has provided for many decades the target for theoretical computations of abundances synthesized by the physical r process. The creation of free neutrons by electron capture during the rapid collapse to high density of a supernova core along with quick assembly of some neutron rich seed nuclei makes the r process a primary nucleosynthesis process, a process that can occur even in a star initially of pure H and He. This in contrast to the B2FH designation which is a secondary process building on preexisting iron. Primary stellar nucleosynthesis begins earlier in the galaxy than does secondary nucleosynthesis. Alternatively the high density of neutrons within neutron stars would be available for rapid assembly into r process nuclei if a collision were to eject portions of a neutron star, which then rapidly expands freed from confinement. That sequence could also begin earlier in galactic time than would s process nucleosynthesis; so each scenario fits the earlier growth of r process abundances in the galaxy. Each of these scenarios is the subject of active theoretical research. Observational evidence of the early r process enrichment of interstellar gas and of subsequent newly formed stars, as applied to the abundance evolution of the galaxy of stars, was first laid out by James W. Truran in 1981. He and subsequent astronomers showed that the pattern of heavy element abundances in the earliest metal poor stars matched that of the shape of the solar r process curve, as if the s process component were missing. This was consistent with the hypothesis that the s process had not yet begun to enrich interstellar gas when these young stars missing the s process abundances were born from that gas, for it requires about 100 million years of galactic history for the s process to get started whereas the r process can begin after two million years. These s process–poor, r process–rich stellar compositions must have been born earlier than any s process, showing that the r process emerges from quickly evolving massive stars that become supernovae and leave neutron star remnants that can merge with another neutron star. The primary nature of the early r process thereby derives from observed abundance spectra in old stars See Astrophysical sites below. Noteworthy is that the r process is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron rich isotopes of each heavy element.

Ядерная физика

Существует три естественных кандидата на место для r-процесса нуклеосинтеза, где, как считается, существуют необходимые условия: сверхновые малой массы, сверхновые типа II и слияния нейтронных звезд. Сразу после сильного сжатия электронов в сверхновой типа II бета-минус распад блокируется. Это происходит из-за того, что высокая плотность электронов заполняет все доступные свободные электронные состояния до энергии Ферми, превышающей энергию ядерного бета-распада. Однако ядерный захват этих свободных электронов все еще происходит, вызывая увеличение нейтронизации материи. Это приводит к чрезвычайно высокой плотности свободных нейтронов, которые не могут распадаться, порядка 10<sup>24</sup> нейтронов на см<sup>3</sup>. Кроме того, ядра за оболочечными числами подвержены более быстрому бета-распаду из-за их близости к линии капельного потока; для этих ядер бета-распад происходит до дальнейшего захвата нейтронов. Затем ядра, находящиеся в точках ожидания, могут распадаться бета-распадом до достижения стабильности, прежде чем произойдет дальнейший захват нейтронов. После уменьшения нейтронного потока эти высоконестабильные радиоактивные ядра подвергаются быстрой последовательности бета-распадов, пока не достигнут более стабильных, богатых нейтронами ядер. В то время как s-процесс создает обилие стабильных ядер с заполненными нейтронными оболочками, r-процесс, в богатых нейтронами предшественниках, создает обилие радиоактивных ядер примерно на 10 а.е.м. ниже пиков s-процесса. Эти пики обилия соответствуют стабильным изобарам, образованным в результате последовательных бета-распадов ядер в точках ожидания с N = 50, 82 и 126, которые находятся примерно в 10 протонов от линии бета-стабильности. R-процесс также протекает в термоядерном оружии и был ответственен за первоначальное открытие богатых нейтронами почти стабильных изотопов актинидов, таких как плутоний-244, а также новых элементов эйнштейния и фермия (атомные номера 99 и 100) в 1950-х годах. Предполагалось, что множественные ядерные взрывы могут позволить достичь острова стабильности, поскольку затронутые нуклиды (начиная с урана-238 в качестве исходных ядер) не успеют распадаться бета-распадом до быстро спонтанно делящихся нуклидов на линии бета-стабильности до поглощения дополнительных нейтронов в следующем взрыве, что дает возможность достичь богатых нейтронами сверхтяжелых нуклидов, таких как коперниций-291 и 293, которые могут иметь период полураспада в столетия или тысячелетия.

There are three natural candidate sites for r process nucleosynthesis where the required conditions are thought to exist: low mass supernovae, Type II supernovae, and neutron star mergers. Immediately after the severe compression of electrons in a Type II supernova, beta minus decay is blocked. This is because the high electron density fills all available free electron states up to a Fermi energy which is greater than the energy of nuclear beta decay. However, nuclear capture of those free electrons still occurs, and causes increasing neutronization of matter. This results in an extremely high density of free neutrons which cannot decay, on the order of 1024 neutrons per cm3, In addition, nuclei beyond the shell closures are susceptible to quicker beta decay owing to their proximity to the drip line; for these nuclei, beta decay occurs before further neutron capture. Waiting point nuclei are then allowed to beta decay toward stability before further neutron capture can occur, After the neutron flux decreases, these highly unstable radioactive nuclei undergo a rapid succession of beta decays until they reach more stable, neutron rich nuclei. While the s process creates an abundance of stable nuclei having closed neutron shells, the r process, in neutron rich predecessor nuclei, creates an abundance of radioactive nuclei about 10 amu below the s process peaks. These abundance peaks correspond to stable isobars produced from successive beta decays of waiting point nuclei having N = 50, 82, and 126—which are about 10 protons removed from the line of beta stability. The r process also occurs in thermonuclear weapons, and was responsible for the initial discovery of neutron rich almost stable isotopes of actinides like plutonium 244 and the new elements einsteinium and fermium (atomic numbers 99 and 100) in the 1950s. It has been suggested that multiple nuclear explosions would make it possible to reach the island of stability, as the affected nuclides (starting with uranium 238 as seed nuclei) would not have time to beta decay all the way to the quickly spontaneously fissioning nuclides at the line of beta stability before absorbing more neutrons in the next explosion, thus providing a chance to reach neutron rich superheavy nuclides like copernicium 291 and 293 which may have half lives of centuries or millennia.

Астрофизические объекты

Наиболее вероятным местом для r-процесса давно считаются сверхновые с коллапсом ядра (спектральные типы Ib, Ic и II), которые могут обеспечить необходимые физические условия для r-процесса. Однако очень низкое содержание ядер r-процесса в межзвездном газе ограничивает количество вещества, которое каждая из них может выбросить. Это требует либо того, чтобы лишь небольшая доля сверхновых выбрасывала ядра r-процесса в межзвездную среду, либо того, чтобы каждая сверхновая выбрасывала лишь очень небольшое количество материала r-процесса. Выброшенный материал должен быть относительно нейтронообогащенным, что трудно было достичь в моделях. Наблюдения и изучение оптических данных слияний позволили обнаружить спектроскопические свидетельства материала r-процесса, выброшенного при слиянии нейтронных звезд. Основная часть этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: горячих голубых облаков высокорадиоактивных веществ r-процесса с низким диапазоном масс тяжелых ядер (A < 140, таких как стронций) и более холодных красных облаков с более высоким массовым числом ядер r-процесса (A > 140), богатых актинидами (таких как уран, торий и калифорний). Освобождаясь от огромного внутреннего давления нейтронной звезды, эти выбросы расширяются и образуют зародышевые тяжелые ядра, которые быстро захватывают свободные нейтроны и излучают обнаружимый оптический свет в течение примерно недели. Такая продолжительность свечения была бы невозможна без нагрева внутренним радиоактивным распадом, обеспечиваемым ядрами r-процесса вблизи их точек ожидания. Два различных массовых диапазона (A < 140 и A > 140) для выхода r-процесса были известны с первых расчетов r-процесса с учетом времени. В качестве источника материи рассматривалось вещество нейтронной звезды, декомпрессирующееся при слиянии. Предполагалось, что такое вещество выбрасывается из нейтронных звезд, сливающихся с черными дырами в компактных двойных системах. В 1989 (и 1999) этот сценарий был расширен до слияний двойных нейтронных звезд (двойная звездная система, состоящая из двух сталкивающихся нейтронных звезд). После предварительной идентификации этих мест сценарий был подтвержден событием GW170817. Современные астрофизические модели предполагают, что одно событие слияния нейтронных звезд могло генерировать от 3 до 13 масс Земли золота.

The most probable candidate site for the r process has long been suggested to be core collapse supernovae (spectral types Ib, Ic and II), which may provide the necessary physical conditions for the r process. However, the very low abundance of r process nuclei in the interstellar gas limits the amount each can have ejected. It requires either that only a small fraction of supernovae eject r process nuclei to the interstellar medium, or that each supernova ejects only a very small amount of r process material. The ejected material must be relatively neutron rich, a condition which has been difficult to achieve in models, observed and studied optical data of the merger, finding spectroscopic evidence of r process material thrown off by the merging neutron stars. The bulk of this material seems to consist of two types: hot blue masses of highly radioactive r process matter of lower mass range heavy nuclei (A < 140 such as strontium) and cooler red masses of higher mass number r process nuclei (A > 140) rich in actinides (such as uranium, thorium, and californium). When released from the huge internal pressure of the neutron star, these ejecta expand and form seed heavy nuclei that rapidly capture free neutrons, and radiate detected optical light for about a week. Such duration of luminosity would not be possible without heating by internal radioactive decay, which is provided by r process nuclei near their waiting points. Two distinct mass regions (A < 140 and A > 140) for the r process yields have been known since the first time dependent calculations of the r process. as decompressing neutron star matter. It was proposed such matter is ejected from neutron stars merging with black holes in compact binaries. In 1989 (and 1999) this scenario was extended to binary neutron star mergers (a binary star system of two neutron stars that collide). After preliminary identification of these sites, the scenario was confirmed in GW170817. Current astrophysical models suggest that a single neutron star merger event may have generated between 3 and 13 Earth masses of gold.