p-si

p-nuclei(p는 양성자가 풍부한 것을 의미한다)는 셀레늄과 수은 사이에 있는 일부 원소의 특정 양성자가 풍부하고 자연적으로 발생하는 동위원소로서, s- 또는 r-공정에서 생산될 수 없다.

정의

버브지, 버브지, 파울러, 호일(1957)^[1]과 A. G. W. 캐머런(1957)^[2]의 고전적이고 획기적인 작품들은 원소 철을 넘어 자연적으로 발생하는 핵종 대부분이 어떻게 두 종류의 중성자 포획 과정인 s-와 r-과정으로 만들어질 수 있는지를 보여주었다. 자연에서 발견되는 일부 양성자 풍부한 핵종은 이러한 과정에서 도달하지 못하므로 이들을 합성하기 위해서는 최소한 하나의 추가 과정이 필요하다. 이 핵들을 p-핵이라고 부른다.

p-핵의 정의는 s-과정과 r-과정(핵합성도 참조)의 현재 지식에 따라 달라지기 때문에, 35개의 p-핵의 원래 목록은 아래 표에 나타낸 것과 같이 수년 동안 수정될 수 있다. 예를 들어, 오늘날 Gd와 Er의 풍부함에는 적어도 s-프로세스로부터의 강한 기여가 포함되어 있다는 것이 인정되고 있다.^[3] 이것은 또한 인과 스의 것에도 적용되는 것으로 보이며, 이는 적은 양으로도 r-프로세스에서 추가적으로 이루어질 수 있다.^[4]

장수명 방사성핵종인 Nb, Tc, Tc, sm은 더 이상 지구에서 자연적으로 발생하지 않기 때문에 분류적으로 정의된 p-핵종에 속하지 않는다. 그러나 위의 정의에 따르면 그것들은 s- 또는 r-과정으로 만들어질 수 없기 때문에 p-핵이기도 하다. 전극성 곡물에서 그들의 부패 생성물을 발견함으로써 적어도 Nb와 sm이 태양 성운에 존재했다고 추측할 수 있다. 이것은 태양계가 형성되기 전에 이러한 p-핵의 마지막 생산 이후 시간을 추정할 수 있는 가능성을 제공한다.^[5]

p-csi는 매우 희귀하다. p-핵인 원소의 동위원소는 일반적으로 같은 원소의 다른 동위원소보다 10-1,000의 인자에 의해 덜 풍부하다. p-핵의 부재는 지질학적 조사와 유성 물질 및 전극 곡물의 분석에 의해서만 결정될 수 있다. 그것들은 별 스펙트럼에서는 식별할 수 없다. 따라서 p-핵에 대한 지식은 태양계의 지식으로 제한되며 p-핵의 태양열이 은하계에 전형적인 것인지 알 수 없다.^[6]

p-핵 목록

뉴클리드	댓글
74SE
78크르	장수 방사성핵종
84SR
92Nb	수명이 긴 방사성핵종. 고전적인 p-핵종이 아니라 s-핵종과 r-핵종으로 만들 수 없음.
92모
94모
97TC	수명이 긴 방사성핵종. 고전적인 p-핵종이 아니라 s-핵종과 r-핵종으로 만들 수 없음.
98TC	수명이 긴 방사성핵종. 고전적인 p-핵종이 아니라 s-핵종과 r-핵종으로 만들 수 없음.
96루
98루
102피디
106cd
108cd
113인	(iiii)는 s-프로세스에서 제작되었는가? R-프로세스로부터의 기여?
112Sn
114Sn
115Sn	(iiii)는 s-프로세스에서 제작되었는가? R-프로세스로부터의 기여?
120Te
124세
126세
130BA	장수 방사성핵종
132BA
138라	장수명 방사성핵종, ν-프로세스에서 만들어짐
136CE
138CE
144sm
146sm	수명이 긴 방사성핵종. 고전적인 p-핵종이 아니라 s-핵종과 r-핵종으로 만들 수 없음.
152Gd	장수명 방사성핵종, (iiii) s-프로세스에서 만들어졌는가?
156DY
158DY
162어
164어	(iiii)는 s-프로세스에서 제작되었는가?
168Yb
174Hf	장수 방사성핵종
180m타	(iii) )-프로세스에서 작성되었으며, s-프로세스에서 기여는?
180W	장수 방사성핵종
184Os
190PT	장수 방사성핵종
196Hg

p-핵의 기원

p-핵의 천체물리학적 생산은 아직 완전히 이해되지 않았다. 현재 컴퓨터 시뮬레이션에 따르면 코어붕괴 초신성에서 선호되는 γ-프로세스(아래 참조)는 모든 p-핵을 충분한 양으로 생산할 수 없다. 아래와 같이 추가 생산 메커니즘과 천체물리학적 부지가 조사되고 있는 이유다. 또한 모든 p-핵을 책임지는 하나의 과정이 있을 뿐만 아니라 다수의 천체물리학적 사이트에서 서로 다른 과정이 특정 범위의 p-핵을 생산한다는 것도 생각할 수 있다.^[7]

p-핵을 생성하는 관련 프로세스를 탐색할 때, 통상적인 방법은 가능한 생산 메커니즘(프로세스)을 확인한 다음, 다양한 천체물리학 현장에서 가능한 실현을 조사하는 것이다. 아래의 논의에서도 같은 논리가 적용된다.

p-핵종 생산의 기초

원칙적으로 양성자가 풍부한 핵종을 생산하는 방법에는 두 가지가 있다: 핵종에 양자를 연속적으로 첨가하는 방법(이것은 유형(p,p)의 핵반응이거나 유형(p,n)의 광도분화 시퀀스를 통해 핵에서 중성자를 제거하는 방법이다.^[6][7]

천체물리학적 환경에서 만나는 조건에서는 양성자 수가 증가하면 핵의 쿨롱 장벽이 증가하기 때문에 양성자 포획을 통해 p-핵을 얻기가 어렵다. 양성자는 쿨롱 장벽이 더 높을 때 원자핵에 통합(포착)하기 위해 더 많은 에너지를 필요로 한다. 양성자의 이용 가능한 평균 에너지는 별 플라즈마의 온도에 의해 결정된다. 그러나 온도를 높이면 (p,p) 캡처에 대항하는 (190,p) 광분해 속도가 빨라진다. 이를 피하는 유일한 대안은 저온에서도 초당 유효 포획 횟수가 많도록 매우 많은 양성자를 사용할 수 있는 것이다. 극단적인 경우(아래에서 논의한 바와 같이) 이는 포획이 중단된 후에만 안정된 핵종으로 붕괴되는 극히 짧은 수명의 방사성핵종의 합성으로 이어진다.^[6][7]

항성 혈장의 온도와 양성자 밀도의 적절한 조합은 p-핵에 대한 가능한 생산 메커니즘을 탐색하기 위해 탐구되어야 한다. 추가 매개변수는 핵 프로세스에 사용할 수 있는 시간 및 초기 존재하는 핵종의 수와 유형이다.

가능한 프로세스

p-프로세스

p-과정에서는 p-핵이 안정된 핵종에서 몇 개의 양성자 포획을 통해 만들어졌다고 제안한다. 종자핵은 s-과 r-공정에서 유래하며 항성 혈장에 이미 존재한다. 위에서 설명한 바와 같이, 비록 정확히 이것을 달성하기 위해 원래 제안되었지만, 그러한 과정을 통해 모든 p-핵을 설명하는 것은 심각한 어려움이 있다.^[1][2][6] 항성이나 별의 폭발에서는 요구되는 조건에 도달하지 못한다는 것이 나중에 밝혀졌다.^[8]

p-프로세스라는 용어는 그 역사적 의미에 기초하여, 양성자 포획이 관여되지 않은 경우에도 p-핵을 합성하는 어떤 과정에도 슬그머니 사용된다.

γ-프로세스

p-Nuclei는 s-프로세스와 r-프로세스 핵의 광도분석을 통해서도 얻을 수 있다. 약 2-3기가켈빈(GK)의 온도와 몇 초의 짧은 공정 시간(이것은 폭발적 과정이 필요함)에서 기존 핵의 광분석은 p-핵의 필요한 미세한 분비를 만들기에 충분할 정도로 작게 유지될 것이다.^[6][9] 이를 γ-공정(감마공정)이라고 하는데, 이는 매우 정력적인 광자(감마선)에 의해 발생하는 종류(γ,n), (γ,α), (γ,p)의 핵반응에 의해 광분화가 진행되기 때문이다.^[9]

ν-공정(nu공정)

만약 충분히 집약적인 중성미자 공급원이 이용 가능하다면, 핵 반응은 핵 붕괴 초신성에서 리, B, F, La와 같은 특정 핵종을 직접 생산할 수 있다.^[10]

신속한 양성자 캡처 프로세스

p-공정에서 양성자들은 안정적이거나 약한 방사능 원자핵에 추가된다. 항성 혈장 내에 높은 양성자 밀도가 있는 경우 단명 방사성핵종도 붕괴 전에 하나 이상의 양성자를 포획할 수 있다. 이것은 핵합성 경로를 안정된 핵의 영역에서 핵종 차트의 매우 양성자가 풍부한 쪽으로 빠르게 이동시킨다. 이것을 빠른 양성자 포획이라고 한다.^[7]

여기서 핵의 베타 붕괴가 추가 양성자 포획보다 빠르거나 양성자 드립 라인에 도달할 때까지 일련의 (p,p) 반응이 진행된다. 두 경우 모두 핵이 생성될 때까지 하나 또는 여러 개의 순차 베타 디케이드를 유도하며, 핵은 베타 디케이드 전에 양성자를 다시 포획할 수 있다. 그런 다음 양성자 캡처 시퀀스가 계속된다.

양성자 포획과 베타 디케이가 모두 빠르기 때문에 1초 안에 니까지 가장 가벼운 핵의 영역을 커버할 수 있다. 그러나 Ni를 시작으로 반응 경로에서 여러 가지 대기 지점이 만난다. 이들은 둘 다 비교적 긴 반감기를 가지고 있고 (공정 시간 척도에 비해) 다른 양성자를 천천히 추가할 수 있는 핵종이다(즉, (p,cs) 반응에 대한 단면도 작다. 이러한 대기 지점의 예는 Ni, Zn, Ge, Se이다. 반응 경로의 세부 조건 및 위치에 따라 추가 대기 지점이 중요할 수 있다. 이러한 대기 지점이 분 단위에서 일 분 단위까지 반 리브씩 나타나는 것이 일반적이다. 따라서 그들은 반응 순서를 계속하는 데 필요한 시간을 상당히 증가시킨다. 이 빠른 양성자 포획에 필요한 조건이 단시간(폭발적 천체물리학적 사건의 시간 척도는 초순)에만 존재하는 경우, 대기점은 무거운 핵에 대한 반응의 지속을 제한하거나 방해한다.^[11]

p-핵을 생산하기 위해서는 공정경로는 원하는 p-핵과 동일한 질량수(그러나 대개 양성자를 더 많이 포함)를 가지는 핵종을 포괄해야 한다. 이러한 핵종들은 빠른 양성자 포획이 중단된 후 베타 해독의 순서를 통해 p-핵종으로 변환된다.

주요 범주 빠른 양성자 포획의 다양성은 rp-, pn- 및 νp-프로세스로서, 아래에 간략하게 설명된다.

rp-프로세스

이른바 rp-프로세스(rp는 빠른 양성자 포획을 위한 것)는 위에서 설명한 빠른 양성자 포획 프로세스의 가장 순수한 형태다. 10개의²⁸³ 양성자/cm 이상의 양성자 밀도와 2 GK 주위의 온도에서 반응 경로는 양성자 드립 라인에 가깝다.^[11] 대기점은 10-600초인 경우 브리지할 수 있다. 대기점 핵종들은 더 큰 유산을 가지고 생산되는 반면, 각 대기점들은 점점 더 억제된다.

최종적인 끝점은 반응 경로가 알파 붕괴에 의해 붕괴되는 핵종의 영역으로 들어가서 경로를 스스로 반복하기 때문에 Te에 가깝게 도달한다.^[12] 따라서 rp-프로세스는 질량 수치가 104 이하인 p-핵만 생산할 수 있을 것이다.

pn-프로세스

빠른 양성자 포획 프로세스에서 대기점은 양성자 포획 핵에 대한 베타 디케이보다 훨씬 빠른 (n,p) 반응으로 피할 수 있다. 이를 통해 무거운 원소를 만드는 데 필요한 시간이 상당히 단축되고 초 안에 효율적인 생산이 가능하다.^[6] 그러나 이는 양성자가 풍부한 플라스마에는 일반적으로 존재하지 않는 (소형) 자유 중성자를 공급해야 한다. 그것들을 얻는 한 가지 방법은 빠른 양성자가 포착하는 것과 동시에 일어나는 다른 반응을 통해 그것들을 방출하는 것이다. 이를 중성자가 풍부한 빠른 양성자 포획 또는 pn-프로세스라고 한다.^[13]

νp-프로세스

양성자가 풍부한 환경에서 가속(n,p)반응에 필요한 중성자를 얻을 수 있는 또 다른 가능성은 양성자에 대한 항중성자 포획(
ν
_e+p
→ e⁺
+n
)을 사용하여 양성자와 항중성자 포획을 양자와 중성자로 바꾸는 것이다. (반)중성자는 양성자와 매우 약하게만 상호작용하기 때문에, 항중성자의 높은 유속은 양성자 밀도가 높은 플라즈마에 작용해야 한다. 이를 νp-프로세스(nu p프로세스)라고 한다.^[14]

가능한 합성 사이트

노심붕괴초신성

거대한 별들이 핵폭발 초신성으로 수명을 다한다. 그러한 초신성에서는 폭발로 인한 충격 전선이 항성의 중심에서 외부 층을 통해 흘러나와 이것들을 분출한다. 충격 전선이 항성의 O/Ne-Shell에 도달하면(별도 진화 참조), 1-2초 동안 𝛾-공정 조건에 도달한다.

p-핵의 대다수는 이런 방식으로 만들 수 있지만 p-핵의 일부 질량 영역은 모형 계산에 문제가 있는 것으로 드러났다. 질량 숫자 A < 100을 가진 p-핵은 𝛾 공정에서 생산될 수 없다는 것은 이미 수십 년 전부터 알려진 사실이다.^[6][9] 또한 현대의 시뮬레이션은 150 ≤ A 165 165 범위의 문제를 보여준다.^[7][15]

p-뉴클레우스 La는 𝛾-공정에서 생산되지 않지만 ν-공정에서 만들 수 있다. 뜨거운 중성자 별은 그러한 코어붕괴 초신성의 중심에서 만들어지며 높은 강도로 중성미자를 방사한다. 중성미자는 폭발하는 별의 외부 층과도 상호작용하며 다른 핵들 사이에서 La를 생성하는 핵반응을 일으킨다.^[10][15] 또한 Ta는 이 ν-과정으로부터 기여금을 받을 수 있다.

항성의 외부 층에 있는 γ-프로세스를 중성자 별에 가까운 항성의 가장 깊은 층에서 발생하지만 중성자 별 표면에 떨어지지 않고 여전히 배출되는 또 다른 과정으로 보완할 것을 제안했다^[14]. 형성 중성자 별에서 초기에는 중성미자의 흐름이 높기 때문에, 이들 층은 반응
_e n
+ n⁻
→ e + p를
통해 극히 양성자가 된다. 비록 반중성자 유속이 처음에는 약하지만, 그럼에도 불구하고 양성자의 수가 많기 때문에 몇 개의 중성자가 생성될 것이다. 이를 통해 이러한 깊은 계층에서 $\nu {\displaystyle }$ ${\displaystyle p\mathrm{}}$ ${\$ 프로세스를 수행할 수 있다. 폭발의 짧은 시간 스케일과 무거운 핵의 높은 쿨롱 장벽 때문에, 그러한 νp-프로세스는 아마도 가장 가벼운 p-핵만 생산할 수 있을 것이다. 어떤 핵이 만들어지고 얼마나 많이 만들어지는지는 시뮬레이션의 많은 세부사항과 또한 노심 붕괴 초신성의 실제 폭발 메커니즘에 민감하게 의존하고 있는데, 아직 완전히 이해되지 않고 있다.^[14][16]

열핵 초신성

열핵 초신성은 이항성계에서 백색 왜성이 폭발하는 것으로, 백색 왜성의 표면에 나타난 동반성으로부터 물질 내 열핵 반응에 의해 촉발된다. 축적된 물질은 수소(프로톤)와 헬륨(α 입자)이 풍부해 핵반응이 가능할 정도로 뜨거워진다.

그러한 폭발에 대한 많은 모델들이 문헌에서 논의되고 있는데, 그 중 두 모델이 p-핵을 생산할 수 있는 전망과 관련하여 탐구되었다. 이러한 폭발은 중성미자를 방출하지 않으므로 release- 및 νp-프로세스를 발생시킬 수 없다. rp-프로세스에 필요한 조건도 달성되지 않았다.

그러한 초신성에서 p-핵의 생산 가능성의 세부사항은 동반성(모든 후속 과정을 위한 종자핵)에서 발생하는 물질의 구성에 민감하게 의존한다. 이는 별에서 별로 상당히 변할 수 있기 때문에 열핵 초신성에서의 p-프로덕션의 모든 문장과 모델은 큰 불확실성을 일으키기 쉽다.^[6]

Ia형 초신성

열핵 초신성의 합의 모델은 수축과 가열은 퇴화된 조건에서 폭발성 탄소를 연소시키기 때문에 물질의 첨가로 찬드라세카르 한계를 초과한 후에 백색 왜성이 폭발한다고 가정한다. 핵이 불타는 전선이 백색 왜성을 안쪽에서 바깥쪽으로 뚫고 지나가며 찢어버린다. 그러면 백색 왜성 표면 바로 아래에 있는 가장 바깥쪽 층들(태양질량 0.05개 포함)은 γ-프로세스에 적합한 조건을 나타낸다.^[17]

p-핵은 코어붕괴 초신성에서 γ-과정과 같은 방법으로 만들어지며 또한 같은 난관에 부딪힌다. 게다가 라와 타도 생산되지 않는다. s-프로세스 분산이 증가한다고 가정함으로써 종자 분산의 변동은 위에서 주어진 핵 질량 범위에서 상대적 저생산 문제를 해결하지 않고 결과 p-핵의 분비를 확장시킬 뿐이다.^[6]

초신성 초신성

소위 아차간드라세카 초신성인 Ia supernovae의 하위종류에서 백색 왜성은 찬드라세카르 한계에 도달하기 훨씬 전에 폭발할 수 있다. 왜냐하면 축적된 물질의 핵반응은 이미 백색 왜성의 축적 단계 동안 백색 왜성을 가열하고 탄소를 조기에 연소시킬 수 있기 때문이다. 헬륨이 풍부한 억양은 이런 종류의 폭발을 선호한다. 헬륨 연소는 응고된 헬륨층 바닥에서 퇴행성 발화하여 두 번의 충격파를 일으킨다. 안쪽으로 달려가는 쪽이 탄소 폭발을 일으킨다. 바깥쪽으로 움직이는 앞쪽은 백색 왜성의 바깥층을 가열하여 배출한다. 다시, 이 외부 층들은 2-3 GK의 온도에서 γ-프로세스에 현장이다. 그러나 α 입자(헬리움 핵)가 존재하기 때문에 추가적인 핵반응이 가능해진다. 그 중에는 O(α,²¹n)Ne, Ne(α,²⁵n)Mg, Mg(α,²⁹n)Si와 같이 많은 수의 중성자를 방출하는 것도 있다. 이것은 3 GK 이상의 온도를 경험하는 외부 층의 해당 부분에 pn-프로세스를 허용한다.^[6][13]

γ-프로세스에서 생산되지 않는 가벼운 p-핵은 pn-프로세스에서 매우 효율적으로 만들어질 수 있기 때문에 다른 p-핵보다 훨씬 더 큰 유산을 보이기까지 한다. 관측된 태양 상대적 연산을 얻으려면 γ 공정에서 무거운 p-핵의 수율을 증가시키는 강력 강화된 s-공정 시드(100-1000 이상의 인자에 의한)를 가정해야 한다.^[6][13]

쌍성계 중성자 항성

쌍성계의 중성자 별은 또한 표면에 있는 동반성으로부터 물질을 축적할 수 있다. 수소와 헬륨의 결합 연소는 퇴화 물질의 축적된 층이 10⁵–10 g/cm의⁶³ 밀도와 0.2 GK를 초과하는 온도에 도달하면 점화된다. 이것은 바깥으로 움직이는 Chandrasekhar 초신성의 충격전선에서 일어나는 것과 비교할 수 있는 열핵화 연소로 이어진다. 중성자 별 자체는 폭발의 영향을 받지 않으며 따라서 응고층의 핵반응은 폭발보다 더 오래 진행될 수 있다. 이를 통해 rp-process를 설정할 수 있다. 그것은 온도의 상승과 그것의 밀도가 핵반응에 필요한 것보다 낮아질 때까지 모든 자유 양자를 다 소모하거나 연소층이 확장될 때까지 계속될 것이다.^[11]

은하수에서 X선 폭발의 성질은 중성자 별의 표면에서 rp-프로세스로 설명할 수 있는 것으로 나타났다.^[18] 물질(그리고 얼마나 많은 물질)이 방출되어 중성자 별의 중력장에서 탈출할 수 있을지는 아직 불확실하다. 이런 경우에만 그러한 물체를 p-핵의 가능한 원천으로 간주할 수 있다. 이것이 확증된다 하더라도, rp-프로세스의 입증된 끝점은 가벼운 p-핵(핵 붕괴 초신성에서 생산되지 않는)으로 생산을 제한한다.^[12]

참고 항목

• 물리학의 미해결 문제 목록

참조