Kjernefysisk dryppledning - Nuclear drip line

Den kjernefysiske drypp linje er den konstruksjon som begrenser den sone utover som atomkjernene forråtnelse etter utsendelsen av et proton eller nøytron.

En vilkårlig kombinasjon av protoner og nøytroner gir ikke nødvendigvis en stabil kjerne . Man kan tenke på å bevege seg opp og/eller til høyre over tabellen med nuklider ved å legge en type nukleon til en gitt kjerne. Imidlertid vil tilsetning av nukleoner en om gangen til en gitt kjerne til slutt føre til en nydannet kjerne som umiddelbart forfaller ved å avgi et proton (eller nøytron). I daglig tale har nukleonen "lekket" eller "dryppet" ut av kjernen, og derfor oppstått begrepet "drypplinje".

Drypplinjer er definert for protoner og nøytroner ytterst i forholdet mellom proton og nøytron ; ved p: n -forhold ved eller utenfor drypplinjene, kan det ikke eksistere noen bundne kjerner. Selv om plasseringen av protondropplinjen er kjent for mange elementer, er plasseringen av nøytrondråpelinjen bare kjent for elementer opp til neon .

Generell beskrivelse

Kjernefysisk stabilitet er begrenset til kombinasjonene av protoner og nøytroner beskrevet av diagrammet over nuklidene , også kalt stabilitetsdalen . Grensene for denne dalen er nøytron-drypplinjen på den nøytronrike siden, og proton-drypplinjen på den protonrike siden. Disse grensene eksisterer på grunn av partikkelfall, hvorved en eksoterm kjernefysisk overgang kan oppstå ved utslipp av ett eller flere nukleoner (for ikke å forveksle med partikkelfall i partikkelfysikk ). Som sådan, kan dryppe linje defineres som den grense utover hvilken proton eller nøytron separasjon energi blir negativ, favoriserer utslipp av en partikkel fra en nylig dannet ubundet system.

Tillatte overganger

Når man vurderer om en bestemt atomtransmutasjon, en reaksjon eller et forfall, er energisk tillatt, trenger man bare å summere massene til den opprinnelige kjernen/kjernene og trekke fra den verdien summen av massene til produktpartiklene. Hvis resultatet, eller Q-verdien , er positivt, er transmutasjonen tillatt, eller eksoterm fordi den frigjør energi, og hvis Q-verdien er en negativ mengde, så er den endotermisk, da det i det minste må tilføres mye energi til systemet før transmutasjonen kan fortsette. For eksempel, for å avgjøre om ¹² C, den vanligste isotopen av karbon, kan gjennomgå protonemisjon til ¹¹ B, finner man at ca 16 MeV må legges til systemet for at denne prosessen skal tillates. Selv om Q-verdier kan brukes til å beskrive enhver kjernefysisk transmutasjon, brukes partikkelseparering også mengden S for partikkelseparasjon, og det tilsvarer negativet til Q-verdien. Med andre ord, den protonseparasjonsenergi S _p angir hvor mye energi må tilføres til en gitt kjerne for å fjerne en enkelt proton. Således definerte partikkeldryppelinjene grensene der partikkelseparasjonsenergien er mindre enn eller lik null, for hvilken den spontane utslipp av den partikkelen er energisk tillatt.

Selv om drypplinjene er godt definert som grensen utover hvilken partikkelseparasjonsenergi blir negativ, er definisjonen av hva som utgjør en kjerne eller en ubunden resonans uklar. Noen kjente kjerner av lyselementer utover drypplinjene forfaller med levetid i størrelsesorden ^10–22 sekunder; Dette er noen ganger definert som en grense for kjernefysisk eksistens fordi flere grunnleggende kjernefysiske prosesser (som vibrasjon og rotasjon) forekommer på denne tidsplanen. For mer massive kjerner kan halveringstiden for partikkelutslipp være betydelig lengre på grunn av en sterkere Coulomb-barriere og muliggjøre andre overganger som alfa- og beta-forfall i stedet. Dette gjør det entydig å bestemme drypplinjene, ettersom kjerner med levetid som er lange nok til å observeres, eksisterer langt lengre enn tidsskalaen for partikkelutslipp og er mest sannsynlig bundet. Følgelig er partikkelbundne kjerner vanskelige å observere direkte, og identifiseres i stedet gjennom deres forfallsenergi.

Kjernestrukturens opprinnelse til drypplinjene

Energien til et nukleon i en kjerne er hvilemassenergien minus en bindende energi . I tillegg til dette er det en energi som skyldes degenerasjon: for eksempel vil en nukleon med energi E ₁ bli tvunget til en høyere energi E ₂ hvis alle de lavere energitilstandene er fylt. Dette er fordi nukleoner er fermioner og følger Fermi - Dirac -statistikken . Arbeidet som er gjort for å sette dette nukleonen til et høyere energinivå resulterer i et trykk, som er degenerasjonstrykket . Når den effektive bindingsenergien, eller Fermi -energien , når null, er det ikke mulig å legge til et nukleon av samme isospin til kjernen, ettersom det nye nukleonet ville ha en negativ effektiv bindingsenergi - det vil si at det er mer energisk gunstig (systemet vil ha lavest generell energi) for at nukleonen skal opprettes utenfor kjernen. Dette definerer partikkel -drypppunktet for den arten.

Dryppslinjer med én og to partikler

I mange tilfeller er nuklider langs drypplinjene ikke sammenhengende, men skilles heller av såkalte en-partikkel og to-partikkel drypplinjer. Dette er en konsekvens av partall og oddetall som påvirker bindingsenergi, ettersom nuklider med like mange nukleoner generelt har en høyere bindingsenergi og dermed større stabilitet enn tilstøtende oddetallkjerner. Disse energi forskjellene resulterer i en-partikkel drypp linje i en odde- Z eller odde- N -nuklid, hvor rask proton eller nøytron-utslipp er energetisk gunstig ved at nuklide og alle andre merke nuklider ytterligere utenfor drypp linjer. Imidlertid kan det neste jevne nuklidet utenfor dryppsledningen med én partikkel fortsatt være partikkelstabil hvis to-partikkelseparasjonsenergien er ikke-negativ. Dette er mulig fordi to-partikkelseparasjonsenergien alltid er større enn en-partikkelseparasjonsenergien, og en overgang til et mindre stabilt merkelig nuklid er energisk forbudt. To-partikkel drypplinjen er således definert der to-partikkels separasjonsenergi blir negativ, og angir den ytterste grensen for partikkelstabilitet for en art.

En- og to-nøytron-drypplinjene er eksperimentelt bestemt frem til neon, selv om ubundne odd- N- isotoper er kjent eller utledet gjennom manglende overholdelse for hvert element opp til magnesium. For eksempel er den siste bundne odd- N fluorisotopen ²⁶ F, selv om den siste bundne even- N isotopen er ³¹ F.

Kjerner nær drypplinjene er uvanlige på jorden

Av de tre typene naturlig forekommende radioaktiviteter (α, β og γ) er bare alfa -forfall en type forfall som følge av den kjernefysiske kraften . De andre proton- og nøytronforfallene skjedde mye tidligere i atomartens liv og før jorden ble dannet. Dermed kan alfa-forfall betraktes enten som en form for partikkelfall eller, sjeldnere, som et spesielt tilfelle av atomfisjon . Tidsplanen for den kjernefysiske kraften er mye raskere enn den for den kjernefysiske svake kraften eller den elektromagnetiske kraften , så levetiden til kjerner forbi drypplinjene er vanligvis i størrelsesorden nanosekunder eller mindre. For alfa-forfall kan tidsskalaen være mye lengre enn for proton- eller nøytronutslipp på grunn av den høye Coulomb-barrieren sett av en alfa-klynge i en kjerne (alfapartikkelen må tunnelere gjennom barrieren). Som en konsekvens er det ingen naturlig forekommende kjerner på jorden som gjennomgår proton- eller nøytronutslipp ; Imidlertid kan slike kjerner lages, for eksempel i laboratoriet med akseleratorer eller naturlig i stjerner .. Den FRIB er planlagt å komme på linje circa 2021/2022 og er planlagt for å skape nye radioisotoper, som vil bli trukket ut i en stråle og brukes til studier. Den bruker en prosess for å kjøre en stråle med relativt stabile isotoper gjennom et medium, som forstyrrer kjernene og lager mange nye kjerner, som deretter ekstraheres.

Nukleosyntese

Eksplosive astrofysiske miljøer har ofte svært store strømninger av høyenergienukleoner som kan fanges opp på frøkjerner . I disse miljøene vil radiativ proton- eller nøytronfangst forekomme mye raskere enn beta-henfall, og ettersom astrofysiske miljøer med både store nøytronstrømninger og høyenergiprotoner er ukjente for øyeblikket, vil reaksjonsstrømmen gå bort fra beta-stabilitet mot eller opp til enten henholdsvis nøytron eller proton drypplinjer. Imidlertid, når en kjerne når en drypplinje, som vi har sett, kan ikke flere nukleoner av den arten legges til den bestemte kjernen, og kjernen må først gjennomgå et beta -forfall før ytterligere nukleonfangst kan oppstå.

Fotodisintegrering

Mens drypplinjene pålegger de endelige grensene for nukleosyntese, kan det i høyenergimiljøer være en begrensning i brenningsveien før drypplinjene nås ved fotodisintegrasjon , der en gammarenergi med høy energi slår en nukleon ut av en kjerne. Den samme kjernen er utsatt for både en strøm av nukleoner og fotoner, så en likevekt oppnås der masse bygger seg opp på bestemte kjernefysiske arter.

Ettersom fotonbadet typisk vil bli beskrevet ved en Planckian -fordeling , vil fotoner med høyere energi være mindre rikelig, og derfor vil ikke fotodisintegrasjon bli signifikant før nukleonseparasjonsenergien begynner å nærme seg null mot drypplinjene, der fotodisintegrasjon kan induseres av lavere energi gammastråler. Ved 1 × 10 ⁹ Kelvin er fotonfordelingen energisk nok til å slå ut nukleoner fra kjerner som har partikkelseparasjonsenergier mindre enn 3 MeV, men for å vite hvilke kjerner som finnes i hvilke mengder man også må vurdere de konkurrerende strålingsfangstene.

Ettersom nøytronfangster kan fortsette i ethvert energiregime, er nøytronfotodisintegrasjon uviktig, bortsett fra ved høyere energier. Ettersom protonfangster blir hemmet av Coulomb-barrieren, blir tverrsnittene for de ladede partikkelreaksjonene ved lavere energier imidlertid sterkt undertrykt, og i de høyere energiregimene der protonfangster har stor sannsynlighet for å oppstå, er det ofte en konkurranse mellom protonfangst og fotodisintegrasjon som oppstår ved eksplosiv hydrogenforbrenning; men fordi proton-drypplinjen er relativt mye nærmere betastabilitetsdalen enn nøytron-drypplinjen, kan nukleosyntese i noen miljøer gå så langt som nukleon-drypplinjen.

Ventepunkter og tidsskalaer

Når strålingsfangst ikke lenger kan fortsette på en gitt kjerne, verken fra fotodisintegrasjon eller drypplinjene, må videre kjernefysisk prosessering til høyere masse enten omgå denne kjernen ved å gjennomgå en reaksjon med en tyngre kjerne som ⁴ He, eller oftere vente på beta forfall. Kjernefysiske arter der en betydelig brøkdel av massen bygger seg opp under en bestemt nukleosyntesepisode, regnes som kjernefysiske ventepunkter, siden videre behandling med raske strålingsfangster er forsinket.

Som det har blitt understreket, er beta -henfallene de tregeste prosessene som skjer i eksplosiv nukleosyntese. Fra kjernefysisk side settes tidsskalaer for eksplosive nukleosyntese ganske enkelt ved å summere de involverte beta-henfall-halveringstidene, siden tidsskalaen for andre kjernefysiske prosesser er ubetydelig i sammenligning, selv om praktisk talt denne tidsskala vanligvis er dominert av summen av en en håndfull ventetid atom halveringstider.

R-prosessen

Den raske nøytronfangstprosessen antas å fungere veldig nær nøytrondråpelinjen, selv om det astrofysiske stedet for r-prosessen, mens det antas å finne sted i kjernekollaps-supernovaer , er ukjent. Selv om nøytron-drypplinjen er svært dårlig bestemt eksperimentelt, og den eksakte reaksjonsflyten ikke er nøyaktig kjent, forutsier forskjellige modeller at kjerner langs r-prosessbanen har en to-nøytronseparasjonsenergi ( S _2n ) på omtrent 2 MeV. Utover dette punktet antas stabiliteten å raskt avta i nærheten av drypplinjen, med beta -forfall som oppstår før ytterligere nøytronfangst. Faktisk er kjernefysikken til ekstremt nøytronrik materie et ganske nytt emne, og har allerede ført til oppdagelsen av øya inversjon og halokjerner som ¹¹ Li, som har en veldig diffus nøytronhud som fører til en total radius sammenlignbar med ²⁰⁸ Pb. Selv om nøytrondråplinjen og r-prosessen er veldig nært knyttet sammen i forskning, er det således en ukjent grense som venter på fremtidig forskning, både fra teori og eksperiment.

Den rp -prosessen

Den raske protonfangstprosessen i røntgenstråler går på proton-drypplinjen, bortsett fra noen ventepunkter for fotodisintegrering. Dette inkluderer kjernene ²¹ Mg, ³⁰ S, ³⁴ Ar, ³⁸ Ca, ⁵⁶ Ni, ⁶⁰ Zn, ⁶⁴ Ge, ⁶⁸ Se, ⁷² Kr, ⁷⁶ Sr og ⁸⁰ Zr.

Et klart kjernefysisk strukturmønster som dukker opp er viktigheten av sammenkobling , ettersom man merker at alle ventepunktene ovenfor er ved kjerner med et jevnt antall protoner, og alle unntatt ²¹ Mg har også et likt antall nøytroner. Ventepunktene vil imidlertid avhenge av antagelsene til røntgenutbruddsmodellen, for eksempel metallisitet , akkresjonshastighet og hydrodynamikk, sammen med atomusikkerheten, og som nevnt ovenfor er det ikke sikkert den nøyaktige definisjonen av ventepunktet er konsistent fra den ene studien til den neste. Selv om det er kjernefysiske usikkerheter, sammenlignet med andre eksplosive nukleosynteseprosesser, er rp -prosessen ganske godt eksperimentelt begrenset, for eksempel har alle ovennevnte ventepunktkjerner i det minste blitt observert i laboratoriet. Ettersom de kjernefysiske inngangene kan finnes i litteraturen eller datasamlinger, lar Computational Infrastructure for Nuclear Astrophysics en gjøre etterbehandlingsberegninger på forskjellige røntgenstrålesystemer, og selv definere kriteriene for ventepunktet, som samt endre eventuelle kjernefysiske parametere.

Selv om rp-prosessen i røntgenutbrudd kan ha problemer med å omgå ⁶⁴ Ge-ventepunktet, sikkert i røntgenpulsarer der rp- prosessen er stabil, plasserer ustabilitet mot alfa-forfall en øvre grense nær A = 100 på massen som kan nås gjennom kontinuerlig brenning. Den eksakte grensen er et spørsmål som for tiden er under etterforskning; ^104–109 Te er kjent for å gjennomgå alfa-forfall mens ¹⁰³ Sb er proton-ubundet. Selv før grensen nær A = 100 er nådd, antas protonstrømmen å redusere betraktelig og dermed bremse rp -prosessen, før lav fangsthastighet og en syklus av transmutasjoner mellom isotoper av tinn, antimon og tellur ved videre protonfangst avslutte det helt. Imidlertid har det blitt vist at hvis det er episoder med avkjøling eller blanding av tidligere aske i brenningssonen, kan det skapes materiale så tungt som ¹²⁶ Xe.

Nøytronstjerner

I nøytronstjerner blir nøytrontunge kjerner funnet når relativistiske elektroner trenger inn i kjernene og produserer invers beta-forfall , der elektronen kombineres med et proton i kjernen for å lage et nøytron og et elektron-nøytrino:

s

+

e^-

→

n

+

v
_e

Etter hvert som flere og flere nøytroner dannes i kjerner, blir energinivåene for nøytroner fylt opp til et energinivå som er lik resten av et nøytron. På dette tidspunktet vil ethvert elektron som trenger inn i en kjerne skape et nøytron, som vil "dryppe" ut av kjernen. På dette tidspunktet har vi:

{\ displaystyle E_ {F}^{n} = m_ {n} c^{2} \,}

Og fra dette punktet og fremover er ligningen

{\ displaystyle E_ {F}^{n} = {\ sqrt {(p_ {F}^{n})^{2} c^{2}+m_ {n}^{2} c^{4}} } \,}

gjelder, der p _Fⁿ er Fermi -momentum i nøytronet. Når vi går dypere inn i nøytronstjernen, øker den frie nøytrontettheten, og etter hvert som Fermi -momentum øker med økende tetthet, øker Fermi -energien , slik at energinivåene lavere enn toppnivået når nøytrondråp og flere og flere nøytroner drypper ut av kjerner slik at vi får kjerner i et nøytronvæske. Etter hvert drypper alle nøytronene ut av kjerner og vi har nådd nøytronvæskens indre av nøytronstjernen.

Kjente verdier

Nøytron drypplinje

Verdiene til nøytron -drypplinjen er bare kjent for de ti første elementene, hydrogen til neon. For oksygen ( Z = 8) er det maksimale antallet bundne nøytroner 16, noe som gjør ²⁴ O til den tyngste partikkelbundne oksygenisotopen. For neon ( Z = 10) øker det maksimale antallet bundne nøytroner til 24 i den tyngste partikkelstabile isotopen ³⁴ Ne. Plasseringen av nøytrondråplinjen for fluor og neon ble bestemt i 2017 ved ikke-observasjon av isotoper umiddelbart utenfor drypplinjen. Det samme eksperimentet fant at den tyngste bundne isotopen til det neste elementet, natrium, er minst ³⁹ Na. Dette var de første nye funnene langs nøytrondråpelinjen på over tjue år.

Nøytron-drypplinjen forventes å avvike fra beta-stabilitetslinjen etter kalsium med et gjennomsnittlig nøytron-til-protonforhold på 2,4. Derfor er det spådd at nøytrondråpelinjen vil falle utenfor rekkevidde for elementer utenfor sink (der drypplinjen er estimert rundt N = 60) eller muligens zirkonium (estimert N = 88), ettersom ingen kjente eksperimentelle teknikker teoretisk er i stand til å skape den nødvendige ubalansen mellom protoner og nøytroner i drypplinjeisotoper av tyngre grunnstoffer. Faktisk er nøytronrike isotoper som ⁴⁹ S, ⁵² Cl og ⁵³ Ar som ble beregnet til å ligge utenfor drypplinjen rapportert som bundet i 2017–2019, noe som indikerer at nøytron-drypplinjen kan ligge enda lenger unna beta -stabilitetslinje enn forutsagt.

Tabellen nedenfor viser den tyngste partikkelbundne isotopen til de ti første elementene.

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

Proton drypplinje

Den generelle plasseringen av proton drypplinjen er godt etablert. For alle grunnstoffene som forekommer naturlig på jorden og har et oddetall av protoner, har minst én art med en protonseparasjonsenergi mindre enn null blitt observert eksperimentelt. Frem til germanium er plasseringen av drypplinjen for mange elementer med et like antall protoner kjent, men ingen forbi det punktet er oppført i de evaluerte atomdataene. Det er noen få unntakstilfeller der det på grunn av atomparring er noen partikkelbundne arter utenfor drypplinjen, for eksempel ⁸ B og ¹⁷⁸ Au . Man kan også legge merke til at drypplinjen nærmer seg de magiske tallene . En samling av de første ubundne kjernene som er kjent for å ligge utenfor proton -drypplinjen er gitt nedenfor, med antall protoner, Z og de tilsvarende isotoper, hentet fra National Nuclear Data Center.

Z	Arter
02	⁰² Han
03	⁰⁵ Li
04	⁰⁶ Vær
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
1. 3	²¹ Al
15	²⁵ s
17	³⁰ Cl
18	³⁰ Ar
19	³⁴ K
21	³⁹ Sc
22	³⁸ Ti
23	⁴² V
25	⁴⁵ millioner
27	⁵⁰ Co
29	⁵⁵ Cu
30	⁵⁴ Zn
31	⁵⁹ Ga
32	⁵⁸ Ge
33	⁶⁵ Som
35	⁶⁹ Br
37	⁷³ Rb
39	⁷⁷ Y
41	⁸¹ Nb
43	⁸⁵ Tc
45	⁸⁹ Rh
47	⁹³ Ag
49	⁹⁷ tommer
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 Kl
87	²⁰¹ Fr
89	²⁰⁷ Ac
91	²¹⁴ Pa
93	²¹⁹ Np

Languages

In other projects