núcleos p - p-nuclei

Núcleos p ( p significa ricos em prótons ) são certos isótopos ricos em prótons, de ocorrência natural de alguns elementos entre o selênio e o mercúrio inclusive, que não podem ser produzidos no processo s ou r .

Definição

Parte do gráfico de nuclídeos mostrando alguns núcleos s-, r- e p estáveis ​​ou quase estáveis

Os trabalhos clássicos e inovadores de Burbidge, Burbidge, Fowler e Hoyle (1957) e de AGW Cameron (1957) mostraram como a maioria dos nuclídeos que ocorrem naturalmente além do elemento ferro podem ser feitos em dois tipos de processos de captura de nêutrons , o s - e o processo r. Alguns nuclídeos ricos em prótons encontrados na natureza não são alcançados nesses processos e, portanto, pelo menos um processo adicional é necessário para sintetizá-los. Esses núcleos são chamados de p-núcleos .

Uma vez que a definição dos núcleos p depende do conhecimento atual do processo s e r (ver também nucleossíntese ), a lista original de 35 núcleos p pode ser modificada ao longo dos anos, conforme indicado na Tabela abaixo. Por exemplo, é reconhecido hoje que as abundâncias de ¹⁵² Gd e ¹⁶⁴ Er contêm pelo menos fortes contribuições do s-processo . Isso também parece se aplicar aos de ¹¹³ In e ¹¹⁵ Sn, que adicionalmente podem ser feitos no processo r em pequenas quantidades.

Os radionuclídeos de vida longa ⁹² Nb, ⁹⁷ Tc, ⁹⁸ Tc e ¹⁴⁶ Sm não estão entre os núcleos p classicamente definidos, pois não ocorrem mais naturalmente na Terra. Pela definição acima, entretanto, eles também são p-núcleos porque não podem ser feitos no processo s ou r. A partir da descoberta de seus produtos de decomposição em grãos presolares , pode-se inferir que pelo menos ⁹² Nb e ¹⁴⁶ Sm estavam presentes na nebulosa solar . Isso oferece a possibilidade de estimar o tempo desde a última produção desses p-núcleos antes da formação do sistema solar .

Os núcleos p são muito raros. Esses isótopos de um elemento que são p-núcleos são menos abundantes tipicamente por fatores de dez a mil do que os outros isótopos do mesmo elemento. A abundância de p-núcleos só pode ser determinada em investigações geoquímicas e por análise de material meteorítico e grãos presolares . Eles não podem ser identificados em espectros estelares . Portanto, o conhecimento das p-abundâncias é restrito àquelas do Sistema Solar e não se sabe se as abundâncias solares dos p-núcleos são típicas da Via Láctea .

Origem dos p-núcleos

A produção astrofísica de p-núcleos ainda não é completamente compreendida. O processo γ favorecido (veja abaixo) em supernovas de colapso do núcleo não pode produzir todos os p-núcleos em quantidades suficientes, de acordo com as atuais simulações de computador . É por isso que mecanismos de produção adicionais e locais astrofísicos estão sob investigação, conforme descrito abaixo. Também é concebível que não haja apenas um único processo responsável por todos os p-núcleos, mas que diferentes processos em vários locais astrofísicos produzam certas faixas de p-núcleos.

Na busca pelos processos relevantes para a criação de p-núcleos, a forma usual é identificar os possíveis mecanismos de produção (processos) e então investigar sua possível realização em vários sítios astrofísicos. A mesma lógica é aplicada na discussão abaixo.

Noções básicas de produção de p-nuclídeo

Em princípio, existem duas maneiras de produzir nuclídeos ricos em prótons : adicionando sucessivamente prótons a um nuclídeo (essas são reações nucleares do tipo (p, γ) ou removendo nêutrons de um núcleo por meio de sequências de fotodisintegrações do tipo (γ, n )

Sob condições encontradas em ambientes astrofísicos, é difícil obter p-núcleos por meio de capturas de prótons porque a barreira de Coulomb de um núcleo aumenta com o aumento do número de prótons . Um próton requer mais energia para ser incorporado ( capturado ) em um núcleo atômico quando a barreira de Coulomb é mais alta. A energia média disponível dos prótons é determinada pela temperatura do plasma estelar . Aumentar a temperatura, entretanto, também acelera as fotodisintegrações (γ, p) que neutralizam as capturas de (p, γ). A única alternativa para evitar isso seria ter um grande número de prótons disponíveis, de modo que o número efetivo de capturas por segundo seja grande, mesmo em baixa temperatura. Em casos extremos (como discutido abaixo), isso leva à síntese de radionuclídeos de vida extremamente curta que decaem para nuclídeos estáveis ​​somente depois que as capturas cessam.

Combinações apropriadas de temperatura e densidade de prótons de um plasma estelar devem ser exploradas na busca de possíveis mecanismos de produção de p-núcleos. Outros parâmetros são o tempo disponível para os processos nucleares e o número e tipo de nuclídeos presentes inicialmente ( núcleos de sementes ).

Processos possíveis

O p-processo

Em um processo p, é sugerido que os núcleos p foram feitos através de algumas capturas de prótons em nuclídeos estáveis. Os núcleos da semente originam-se do processo s- e r- e já estão presentes no plasma estelar. Conforme descrito acima, existem sérias dificuldades para explicar todos os p-núcleos por meio de tal processo, embora tenha sido originalmente sugerido para atingir exatamente isso. Foi mostrado mais tarde que as condições exigidas não são alcançadas em estrelas ou explosões estelares.

Com base em seu significado histórico, o termo processo-p é algumas vezes usado de maneira descuidada para qualquer processo de síntese de núcleos p, mesmo quando nenhuma captura de próton está envolvida.

O processo γ

p-Núcleos também pode ser obtido por fotodesintegração de s -process e r -process núcleos. Em temperaturas em torno de 2-3  giga kelvins (GK) e tempo de processo curto de alguns segundos (isso requer um processo explosivo), a fotodisintegração dos núcleos pré-existentes permanecerá pequena, apenas o suficiente para produzir a pequena abundância necessária de núcleos p. Isso é chamado de processo γ ( processo gama) porque a fotodisintegração ocorre por reações nucleares dos tipos (γ, n), (γ, α) e (γ, p), que são causadas por fótons altamente energéticos ( raios gama ).

O processo ν (processo nu)

Se uma fonte suficientemente intensiva de neutrinos estiver disponível, as reações nucleares podem produzir diretamente certos nuclídeos, por exemplo ⁷ Li, ¹¹ B, ¹⁹ F, ¹³⁸ La em supernovas de colapso do núcleo .

Processos de captura rápida de prótons

Em um processo p, prótons são adicionados a núcleos atômicos estáveis ​​ou fracamente radioativos . Se houver uma alta densidade de prótons no plasma estelar, mesmo os radionuclídeos de vida curta podem capturar um ou mais prótons antes de decaírem beta . Isso move rapidamente o caminho da nucleossíntese da região de núcleos estáveis ​​para o lado muito rico em prótons do gráfico de nuclídeos . Isso é chamado de captura rápida de prótons .

Aqui, uma série de reações (p, γ) prossegue até que o decaimento beta de um núcleo seja mais rápido do que a captura de um próton ou a linha de gotejamento do próton seja alcançada. Ambos os casos levam a um ou vários decaimentos beta sequenciais até que um núcleo seja produzido, que novamente pode capturar prótons antes de decair beta. Em seguida, as sequências de captura de prótons continuam.

É possível cobrir a região dos núcleos mais leves até ⁵⁶ Ni em um segundo porque tanto a captura de prótons quanto o decaimento beta são rápidos. Começando com ⁵⁶ Ni, entretanto, vários pontos de espera são encontrados no caminho da reação. Esses são nuclídeos que têm meias-vidas relativamente longas (em comparação com a escala de tempo do processo) e só podem adicionar lentamente outro próton (ou seja, sua seção transversal para reações (p, γ) é pequena). Exemplos de tais pontos de espera são: ⁵⁶ Ni, ⁶⁰ Zn, ⁶⁴ Ge, ⁶⁸ Se. Outros pontos de espera podem ser importantes, dependendo das condições detalhadas e da localização do caminho da reação. É normal que esses pontos de espera mostrem meias-vidas de minutos a dias. Assim, eles aumentam consideravelmente o tempo necessário para continuar as sequências de reação. Se as condições necessárias para essa captura rápida de prótons estiverem presentes apenas por um curto período (a escala de tempo dos eventos astrofísicos explosivos é da ordem de segundos), os pontos de espera limitam ou dificultam a continuação das reações aos núcleos mais pesados.

A fim de produzir p-núcleos, o caminho do processo deve abranger nuclídeos com o mesmo número de massa (mas geralmente contendo mais prótons) que os p-núcleos desejados. Esses nuclídeos são então convertidos em p-núcleos por meio de sequências de decaimentos beta depois que a captura rápida de prótons cessou.

As variações das capturas rápidas de prótons da categoria principal são os processos rp-, pn- e νp, que serão resumidos a seguir.

O processo rp

O chamado processo rp ( rp é para captura rápida de prótons ) é a forma mais pura do processo de captura rápida de prótons descrito acima. Em densidades de prótons de mais de10 ²⁸ prótons / cm ³ e temperaturas em torno de 2 GK o caminho da reação é próximo à linha de gotejamento do próton . Os pontos de espera podem ser interligados, desde que o tempo de processo seja de 10-600 s. Nuclídeos de ponto de espera são produzidos com maior abundância, enquanto a produção de núcleos "atrás" de cada ponto de espera é cada vez mais suprimida.

Um ponto final definitivo é alcançado próximo a ¹⁰⁴ Te porque o caminho da reação passa por uma região de nuclídeos que decaem preferencialmente por decaimento alfa e, assim, volta ao caminho de volta sobre si mesmo. Portanto, um processo rp só seria capaz de produzir p-núcleos com números de massa menores ou iguais a 104.

O processo pn

Os pontos de espera em processos de captura rápida de prótons podem ser evitados por (n, p) reações que são muito mais rápidas do que as capturas de prótons ou decaimentos beta de núcleos de pontos de espera. Isso resulta em uma redução considerável do tempo necessário para construir elementos pesados ​​e permite uma produção eficiente em segundos. Isso requer, no entanto, um (pequeno) suprimento de nêutrons livres que geralmente não estão presentes em tais plasmas ricos em prótons. Uma maneira de obtê-los é liberá-los por meio de outras reações que ocorrem simultaneamente à medida que o próton é capturado rapidamente. Isso é chamado de captura rápida de prótons rica em nêutrons ou processo pn .

O processo νp

Outra possibilidade de obter os nêutrons necessários para as reações de aceleração (n, p) em ambientes ricos em prótons é usar a captura de anti-neutrino em prótons (
ν
_e +
p
→
e⁺
+
n
), transformando um próton e um anti-neutrino em um pósitron e um nêutron. Uma vez que os (anti) neutrinos interagem muito fracamente com os prótons, um alto fluxo de anti-neutrinos tem que agir em um plasma com alta densidade de prótons. Isso é chamado de processo νp ( processo nu p).

Possíveis locais de síntese

Supernovas de colapso do núcleo

Estrelas massivas terminam sua vida em uma supernova de colapso central . Em tal supernova, uma frente de choque de uma explosão corre do centro da estrela através de suas camadas externas e as ejeta. Quando a frente de choque atinge a camada O / Ne da estrela (veja também a evolução estelar ), as condições para um processo γ são alcançadas por 1-2 s.

Embora a maioria dos p-núcleos possa ser feita dessa maneira, algumas regiões de massa dos p-núcleos revelam-se problemáticas nos cálculos do modelo. Já se sabe há décadas que núcleos p com números de massa A <100 não podem ser produzidos em um processo γ. As simulações modernas também mostram problemas na faixa de 150 ≤ A ≤ 165 .

O núcleo p ¹³⁸ La não é produzido no processo γ, mas pode ser produzido em um processo ν. Uma estrela de nêutrons quente é formada no centro de uma supernova de colapso do núcleo e irradia neutrinos com alta intensidade. Os neutrinos interagem também com as camadas externas da estrela em explosão e causam reações nucleares que criam ¹³⁸ La, entre outros núcleos. Além disso, ^180m Ta pode receber uma contribuição desse processo-ν.

Foi sugerido complementar o processo γ nas camadas externas da estrela por outro processo, ocorrendo nas camadas mais profundas da estrela, perto da estrela de nêutrons, mas ainda sendo ejetado em vez de cair na superfície da estrela de nêutrons. Devido ao fluxo inicialmente alto de neutrinos da estrela de nêutrons em formação, essas camadas tornam-se extremamente ricas em prótons através da reação
ν
_e +
n
→
e^-
+
p
. Embora o fluxo anti-neutrino seja inicialmente mais fraco, alguns nêutrons serão criados, devido ao grande número de prótons. Isso permite um processo νp nessas camadas profundas. Por causa da curta escala de tempo da explosão e da alta barreira de Coulomb dos núcleos mais pesados, tal processo νp poderia produzir apenas os núcleos p mais leves. Quais núcleos são feitos e quanto deles depende sensivelmente de muitos detalhes nas simulações e também do mecanismo de explosão real de uma supernova de colapso do núcleo, que ainda não está completamente esclarecido.

Supernovas termonucleares

Uma supernova termonuclear é a explosão de uma anã branca em um sistema estelar binário , desencadeada por reações termonucleares na matéria de uma estrela companheira acumulada na superfície da anã branca. A matéria agregada é rica em hidrogênio (prótons) e hélio ( partículas α ) e se torna quente o suficiente para permitir reações nucleares .

Vários modelos para tais explosões são discutidos na literatura, dos quais dois foram explorados com relação à perspectiva de produção de p-núcleos. Nenhuma dessas explosões libera neutrinos, tornando o processo ν e νp impossível. As condições exigidas para o processo rp também não foram atingidas.

Os detalhes da possível produção de núcleos p em tais supernovas dependem sensivelmente da composição da matéria agregada da estrela companheira (os núcleos da semente para todos os processos subsequentes). Como isso pode mudar consideravelmente de estrela para estrela, todas as afirmações e modelos de p-produção em supernovas termonucleares estão sujeitas a grandes incertezas.

Supernovas tipo Ia

O modelo de consenso de supernovas termonucleares postula que a anã branca explode após exceder o limite de Chandrasekhar pelo acréscimo de matéria porque a contração e o aquecimento acendem uma queima explosiva de carbono em condições degeneradas . Uma frente em chamas nuclear atravessa a anã branca de dentro para fora e a dilacera. Então, as camadas mais externas próximas à superfície da anã branca (contendo 0,05 massas solares de matéria) exibem as condições certas para um processo γ.

Os p-núcleos são feitos da mesma maneira que no processo γ em supernovas de colapso do núcleo e também as mesmas dificuldades são encontradas. Além disso, ¹³⁸ La e ^180m Ta não são produzidos. Uma variação das abundâncias de sementes, assumindo abundâncias aumentadas de processo s, apenas escala as abundâncias dos núcleos p resultantes, sem curar os problemas de subprodução relativa nas faixas de massa nuclear dadas acima.

supernovas subChandrasekhar

Em uma subclasse de supernovas do tipo Ia , a chamada supernova subChandrasekhar , a anã branca pode explodir muito antes de atingir o limite de Chandrasekhar porque as reações nucleares na matéria agregada já podem aquecer a anã branca durante sua fase de acreção e acionar a queima de carbono explosivo prematuramente . A acumulação rica em hélio favorece esse tipo de explosão. A queima de hélio se inflama degenerativamente na parte inferior da camada de hélio agregada e causa duas frentes de choque. O que corre para dentro acende a explosão de carbono. A frente que se move para fora aquece as camadas externas da anã branca e as ejeta. Novamente, essas camadas externas são locais para um processo γ a temperaturas de 2-3 GK. Devido à presença de partículas α (núcleos de hélio), entretanto, reações nucleares adicionais tornam-se possíveis. Entre aqueles que liberam um grande número de nêutrons, como ¹⁸ O (α, n) ²¹ Ne, ²² Ne (α, n) ²⁵ Mg e ²⁶ Mg (α, n) ²⁹ Si. Isso permite um processo pn naquela parte das camadas externas que experimenta temperaturas acima de 3 GK.

Aqueles p-núcleos leves que são subproduzidos no processo γ podem ser tão eficientemente feitos no processo pn que eles até mostram abundâncias muito maiores do que os outros p-núcleos. Para obter as abundâncias relativas solares observadas, uma semente de processo s fortemente melhorada (por fatores de 100-1000 ou mais) deve ser assumida, a qual aumenta o rendimento de núcleos p pesados ​​do processo γ.

Estrelas de nêutrons em sistemas estelares binários

Uma estrela de nêutrons em um sistema estelar binário também pode agregar matéria da estrela companheira em sua superfície. A queima combinada de hidrogênio e hélio é ativada quando a camada agregada de matéria degenerada atinge uma densidade de 10 ⁵ -10 ⁶ g / cm ³ e uma temperatura superior0,2 GK . Isso leva à queima termonuclear comparável ao que acontece na frente de choque em movimento para fora das supernovas subChandrasekhar. A própria estrela de nêutrons não é afetada pela explosão e, portanto, as reações nucleares na camada de acréscimo podem ocorrer por mais tempo do que em uma explosão. Isso permite estabelecer um processo rp. Ele continuará até que todos os prótons livres se esgotem ou a camada em chamas tenha se expandido devido ao aumento da temperatura e sua densidade caia abaixo do necessário para as reações nucleares.

Foi mostrado que as propriedades das explosões de raios-X na Via Láctea podem ser explicadas por um processo rp na superfície de estrelas de nêutrons que se acumulam. Ainda não está claro se a matéria (e se, quanta matéria) pode ser ejetada e escapar do campo gravitacional da estrela de nêutrons. Somente se for esse o caso, tais objetos podem ser considerados como possíveis fontes de p-núcleos. Mesmo se isso for corroborado, o ponto final demonstrado do processo rp limita a produção aos núcleos p leves (que são subproduzidos nas supernovas de colapso do núcleo).

Veja também

• Lista de problemas não resolvidos em física

Referências