stringtranslate.com

Фотораспад

Фотораспад (также называемый фототрансмутацией или фотоядерной реакцией ) — это ядерный процесс , в котором атомное ядро ​​поглощает гамма-луч высокой энергии , переходит в возбужденное состояние и немедленно распадается, испуская субатомную частицу. Входящий гамма-луч эффективно выбивает один или несколько нейтронов , протонов или альфа-частиц из ядра. [1] Реакции называются (γ,n), (γ,p) и (γ,α).

Фотораспад является эндотермическим (энергопоглощающим) для атомных ядер легче железа и иногда экзотермическим (энерговыделяющим) для атомных ядер тяжелее железа . Фотораспад отвечает за нуклеосинтез по крайней мере некоторых тяжелых, богатых протонами элементов через p-процесс в сверхновых типа Ib, Ic или II. Это заставляет железо далее сливаться с более тяжелыми элементами. [ необходима цитата ]

Фотораспад дейтерия

Фотон, несущий энергию 2,22 МэВ или более, может фоторасщепить атом дейтерия :

Джеймс Чедвик и Морис Голдхабер использовали эту реакцию для измерения разницы масс протона и нейтрона. [2] Этот эксперимент доказывает, что нейтрон не является связанным состоянием протона и электрона, [ почему? ] [3], как предполагал Эрнест Резерфорд .

Фотораспад бериллия

Фотон , несущий энергию 1,67 МэВ или более, может фоторасщепить атом бериллия-9 (100% природного бериллия, его единственный стабильный изотоп):

Сурьма-124 собирается с бериллием для создания лабораторных источников нейтронов и стартовых источников нейтронов . Сурьма-124 (период полураспада 60,20 дней) испускает β− и гамма-лучи 1,690 МэВ (также 0,602 МэВ и 9 более слабых излучений от 0,645 до 2,090 МэВ), давая стабильный теллур-124. Гамма-лучи от сурьмы-124 расщепляют бериллий-9 на две альфа-частицы и нейтрон со средней кинетической энергией 24 кэВ (так называемый промежуточный нейтрон по энергии): [4] [5]

Другие изотопы имеют более высокие пороги для образования фотонейтронов, достигающие 18,72 МэВ для углерода-12 . [6]

Гиперновые

При взрывах очень больших звезд (250 и более солнечных масс ) фотораспад является основным фактором в событии сверхновой . Когда звезда достигает конца своей жизни, она достигает температур и давлений, при которых поглощающие энергию эффекты фотораспада временно снижают давление и температуру внутри ядра звезды. Это заставляет ядро ​​начать коллапсировать, поскольку энергия забирается фотораспадом, и коллапсирующее ядро ​​приводит к образованию черной дыры . Часть массы улетает в виде релятивистских струй , которые могли бы «распылить» первые металлы во вселенную. [7] [8]

Фотораспад в молнии

Земные молнии производят высокоскоростные электроны, которые создают вспышки гамма-лучей как тормозное излучение . Энергии этих лучей иногда достаточно для начала фотоядерных реакций, приводящих к испусканию нейтронов. Одна из таких реакций,14
7Н
(γ,n)13
7Н
, является единственным естественным процессом, отличным от тех, которые вызваны космическими лучами , в котором13
7Н
производится на Земле. Нестабильные изотопы, оставшиеся после реакции, могут впоследствии испускать позитроны путем β + распада . [9]

Фотоделение

Фотоделение — это похожий, но отличный процесс, при котором ядро ​​после поглощения гамма-излучения претерпевает ядерное деление (расщепляется на два фрагмента примерно равной массы).

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Клейтон, Д. Д. (1984). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . С. 519. ISBN 978-0-22-610953-4.
  2. ^ Чедвик, Дж.; Голдхабер, М. (1934). «Ядерный „фотоэффект“: распад диплона γ-лучами». Nature . 134 (3381): 237–238. Bibcode :1934Natur.134..237C. doi : 10.1038/134237a0 .
  3. ^ Ливси, Д. Л. (1966). Атомная и ядерная физика . Уолтем, Массачусетс: Blaisdell. стр. 347. LCCN  65017961.
  4. ^ Lalovic, M.; Werle, H. (1970). «Распределение энергии фотонейтронов антимонибериллиевого происхождения». Журнал ядерной энергетики . 24 (3): 123–132. Bibcode : 1970JNuE...24..123L. doi : 10.1016/0022-3107(70)90058-4.
  5. ^ Ахмед, SN (2007). Физика и техника обнаружения радиации. стр. 51. Bibcode :2007perd.book.....A. ISBN 978-0-12-045581-2.
  6. ^ Справочник по фотоядерным данным для приложений: сечения и спектры. МАГАТЭ. 28 февраля 2019 г. Архивировано из оригинала 26 апреля 2017 г. Получено 24 апреля 2017 г.
  7. ^ Fryer, CL; Woosley, SE; Heger, A. (2001). "Парная нестабильность сверхновых, гравитационные волны и гамма-транзиенты". The Astrophysical Journal . 550 (1): 372–382. arXiv : astro-ph/0007176 . Bibcode : 2001ApJ...550..372F. doi : 10.1086/319719. S2CID  7368009.
  8. ^ Хегер, А.; Фрайер, CL; Вусли, SE; Лангер, Н.; Хартманн, Д. Х. (2003). «Как массивные одиночные звезды заканчивают свою жизнь». The Astrophysical Journal . 591 (1): 288–300. arXiv : astro-ph/0212469 . Bibcode : 2003ApJ...591..288H. doi : 10.1086/375341. S2CID  59065632.
  9. ^ Эното, Теруаки; Вада, Юки; Фурута, Ёсихиро; Наказава, Кадзухиро; Юаса, Такаюки; Окуда, Кадзуфуми; Макишима, Кадзуо; Сато, Мицутеру; Сато, Юске; Накано, Тосио; Умэмото, Дайго (23 ноября 2017 г.). «Фотоядерные реакции в молниях, обнаруженные при обнаружении позитронов и нейтронов». Природа . 551 (7681): 481–484. arXiv : 1711.08044 . дои : 10.1038/nature24630. PMID  29168803. S2CID  4388159.