r-prosessen er en nukleosynteseprosess som vanligvis skjer inne i kjernen til en supernova , og er ansvarlig for å lage omtrent halvparten av de nøytronrike atomkjernene som er tyngre enn jern . Prosessen involverer en rekke raske nøytronfangster (derav navnet r prosess ) ved bruk av tunge frøkjerner , typisk 56 Fe eller andre tunge isotoper som er rikere på nøytroner.
Den andre dominerende mekanismen for produksjon av tunge grunnstoffer er S-prosessen , som induserer nukleosyntese ved hjelp av langsom nøytronfangst , som hovedsakelig skjer i stjerner som tilhører kjempenes asymptotiske gren . s-prosessen er en sekundær prosess i den forstand at den krever at allerede eksisterende tunge isotoper som frøkjerner omdannes til andre tunge kjerner.
Til sammen er disse to prosessene ansvarlige for det meste av den galaktiske kjemiske utviklingen av grunnstoffer som er tyngre enn jern.
Eksistensen av en eller annen form for rask nøytronfangst begynte å dukke opp i 1956, og viste seg nødvendig for å forklare den relative mengden av tunge elementer funnet i en overflodstabell nettopp publisert av Hans Suess og Harold Urey . Radioaktive isotoper må fange opp et annet nøytron raskere enn de gjennomgår beta-nedbrytning for å skape overflodstoppene i germanium , xenon og platina . I følge kjernefysisk skallmodell har radioaktive kjerner som vil forfalle inn i isotopene til disse grunnstoffene nøytronskall nær den kjernefysiske drypplinjen , hvor ingen flere nøytroner kan tilføres. Disse overflodstoppene skapt av rask nøytronfangst antydet at andre kjerner kunne forklares av den prosessen. Denne raske nøytronfangstprosessen i nøytronrike isotoper kalles R-prosessen (vanligvis r-prosessen). En tabell som deler tunge isotoper fenomenologisk mellom S-prosessen og r-prosessen ble publisert i 1957 i den kjente tidsskriftsartikkelen B2FH , [1] som ga prosessen navnet og beskrev i store trekk fysikken bak den. B2FH-artikkelen utdypet også teorien om stjernenukleosyntese og la det konseptuelle grunnlaget for moderne kjernefysisk astrofysikk .
Prosessen r beskrevet av artikkel B2FH ble først beregnet som en funksjon av tid ved Caltech av Phillip Seeger, William A. Fowler og Donald D. Clayton , [2] som var i stand til å oppnå det første nøyaktige estimat av mengden av prosessen re. viste sin utvikling over tid. Ved hjelp av teoretiske beregninger var de også i stand til å oppnå en mer presis kvantitativ nedbrytning mellom s-prosessen og r-prosessen i tabellen for tung isotopoverflod, og dermed definere en mer pålitelig kurve for isotopmengdene til r-prosessen enn hvor mye han hadde vært . i stand til å definere B2FH. I dag bestemmes r-prosessforekomstene ved å bruke deres teknikk for å subtrahere de mer pålitelige isotopmengdene til s-prosessen fra de totale isotopmengdene og tilskrive remanensen til nukleosyntesen til r-prosessen. Denne kurven for overflod av r-prosessen (med hensyn til atomvekten) ligner tilfredsstillende på beregningene av overflod syntetisert med den fysiske prosessen.
De fleste av de nøytronrike isotopene av grunnstoffer som er tyngre enn nikkel , produseres, enten utelukkende eller delvis, ved beta-nedbrytning av høyradioaktivt materiale syntetisert under r-prosessen ved rask absorpsjon, den ene etter den andre, av nøytronene som dannes under eksplosjoner. Opprettelsen av frie nøytroner ved elektronfangst under den raske høytetthetskollapsen av supernovakjernen, sammen med etableringen av noen nøytronrike frøkjerner, gjør r- prosessen til en primær prosess ; det vil si en prosess som kan skje selv i en stjerne av ren H og He, i motsetning til B2FH som hadde definert den som en sekundær prosess som krever forhåndseksistens av jernatomer.
Observasjonsbeviset for stjerneanrikning ved r-prosessen, brukt på utviklingen av overflod av stjernegalaksen, ble presentert av James W. Truran i 1981. [3] Han og mange senere astronomer viste at fordelingen av overflod av elementene tunge i eldre metallfattige stjerner samsvarte med r-prosesskurveformen i solen, som om s-prosesskomponenten var fraværende. Dette passet godt med hypotesen om at prosessen ennå ikke hadde begynt hos unge stjerner, siden det tar omtrent 100 millioner år med galaktisk historie å begynne. Disse stjernene ble født før den tid, og demonstrerer at r-prosessen umiddelbart gyter i raskt utviklende massive stjerner som blir supernovaer. Den primære naturen til r-prosessen bekreftes ved å observere overflodsspektra i gamle stjerner født da den galaktiske metallisiteten fortsatt var liten, men likevel inneholdt deres del av r-prosesskjerner. Dette lovende scenariet, selv om det generelt støttes av supernovaeksperter, har ennå ikke kommet frem til en helt tilfredsstillende beregning av mengden som stammer fra r-prosessen, fordi problemet som helhet er ekstremt utfordrende fra et beregningsmessig synspunkt, selv om de oppnådde resultatene så langt er oppmuntrende..
r-prosessen er ansvarlig for den naturlige fordelingen av radioaktive grunnstoffer, som uran og thorium, samt de nøytronrike isotopene til hvert tungt grunnstoff.
Umiddelbart etter den sterke komprimeringen av elektroner i en supernova der sammenbruddet av kjernen skjer, stopper beta-nedfallet mindre , fordi den høye tettheten til elektronene fyller alle tilstandene som er tilgjengelige for frie elektroner opp til en Fermi-energi som er større enn energi fra kjernefysisk beta-nedbrytning. Men kjernefysisk fangst av disse frie elektronene er fortsatt aktiv, og dette forårsaker en økende nøytronisering av materie (dvs. prosessen der protoner og elektroner smelter sammen for å danne et nøytron med utslipp av et nøytrino ). Resultatet er en ekstremt høy tetthet av frie nøytroner som ikke kan forfalle, og som følgelig gir opphav til en stor nøytronfluks (i størrelsesorden 10 22 nøytroner per cm 2 per sekund ) og høye temperaturer . Etter utvidelsen og påfølgende avkjøling av fluksen, skjer nøytronfangst av fortsatt eksisterende tunge kjerner mye raskere enn beta minus-forfall . Som et resultat beveger r-prosessen seg langs toppen av den kjernefysiske drypplinjen og svært ustabile nøytronrike kjerner dannes.
Tre prosesser som påvirker oppstigningen til den øvre delen av den kjernefysiske drypplinjen er: en betydelig reduksjon i tverrsnittet av nøytronfangst i kjerner med lukkede nøytronskall , den hemmende prosessen med fotodisintegrasjon og graden av kjernefysisk stabilitet i den tunge isotopregionen. Det sistnevnte fenomenet avslutter r-prosessen når dens tunge kjerner blir ustabile for spontan fisjon, som for tiden antas å være i den nøytronrike regionen av nuklidtabellen når det totale antallet nukleoner nærmer seg 270 . Etter at nøytronfluksen avtar, gjennomgår disse svært ustabile radioaktive kjernene en rask rekke av beta-forfall til de når de mer stabile, nøytronrike kjernene. [4] Dermed, mens S-prosessen skaper en overflod av stabile kjerner som har lukkede nøytronskall, skaper r-prosessen en overflod av kjerner omtrent 10 uma under toppene av s-prosessen, som et resultat av at forfallet vender tilbake mot stabilitet.
Stedene der r-prosessen er mest sannsynlig å finne sted er kjernekollapssupernovaer (dvs. de med type Ib , Ic og II spektra ), som gir de fysiske forholdene som er nødvendige for r-prosessen. Imidlertid betyr overfloden av kjerner for r-prosessen enten at bare en liten brøkdel av supernovaene skyter ut kjerner for r-prosessen i det interstellare mediet , eller at hver supernova bare sender ut en svært liten mengde materiale for r-prosessen. En nylig foreslått alternativ løsning [5] [6] er at sammenslåinger mellom nøytronstjerner (et dobbeltstjernesystem av to kolliderende nøytronstjerner) også kan spille en rolle i produksjonen av r-prosesskjernene, men dette har ennå ikke blitt bekreftet ved astronomiske observasjoner .