Ключевая реакция в медленном процессе захвата нейтронов, в результате которого образуются элементы, происходит реже, чем считалось ранее.
Наука
Медленный процесс захвата нейтронов (s-процесс) - один из процессов нуклеосинтеза, происходящих в звездах. В результате получается примерно половина элементов во Вселенной тяжелее железа. Две важные реакции, участвующие в s-процессе, - это Неон-22 (альфа, гамма) и Неон-22 (альфа, нейтрон). В этих реакциях богатый нейтронами Неон-22 захватывает альфа-частицы. Захват производит магний-26 в возбужденном состоянии, что означает, что он получил дополнительную энергию. Затем он высвобождает энергию, испуская либо гамма-излучение, приводящее к магнию-26 в нормальном состоянии, либо нейтрон, ведущее к магнию-25. Скорости реакций Неон-22 (альфа, гамма) и Неон-22 (альфа, нейтрон) оказывают значительное влияние на s-процесс. Это влияет на содержание таких элементов, как селен, криптон, рубидий, стронций и цирконий.
Изотоп неона (22Ne) захватывает альфа-частицу (α), создавая магний-26 (26Mg) в возбужденном состоянии. Возбужденный магний-26 затем выделяет энергию, испуская гамма-излучение (γ), ведущее к магнию-26 или нейтрону, ведущему к магнию-25. Предоставлено: Изображение любезно предоставлено Дастином Скривеном, Техасский университет A&M.
Воздействие
Ученые пытаются ответить на вопрос, каково происхождение элементов Вселенной? Ответ чрезвычайно сложен. Это требует совместных усилий исследователей во многих областях и огромного количества экспериментальных данных. Одна из частей ответа на этот вопрос - понимание конкретных процессов, которые создают элементы тяжелее железа. Некоторые из этих элементов образуются в результате определенных ядерных реакций внутри звезд, которые включают захват нейтронов (s-процесс). Нейтроны нестабильны, и их необходимо непрерывно производить, чтобы подпитывать этот процесс. Определение интенсивности реакций источника нейтронов важно для понимания этого сценария нуклеосинтеза.
Итого
Две реакции оказывают сильное влияние на поток нейтронов во время s-процесса: 22Ne (α, γ) 26Mg и 22Ne (α, n) 25Mg. Вероятности протекания этих реакций трудно измерить напрямую, потому что эти вероятности (называемые сечениями реакций) чрезвычайно низки при энергиях, релевантных для звездного нуклеосинтеза. Группа физиков-ядерщиков использовала два косвенных метода для определения вероятностей обеих реакций. В обоих методах использовался 22-неоновый луч, произведенный в циклотронном институте Техасского университета A&M. В одном исследовании команда измерила вероятность распада наиболее важных возбужденных состояний 26-магния альфа-частицами. Другой эксперимент включал прямые измерения отношений ветвления нейтрон / гамма для тех же возбужденных состояний. Объединение этих исследований привело исследователей к последовательному выводу: фактическая вероятность возникновения реакции 22Ne (α, n) 25Mg ниже общепринятой в три раза. Это открытие значительно меняет окончательные содержания некоторых элементов в s-процессах, таких как селен, криптон, рубидий, стронций и цирконий.
Рекомендации
Джаятисса, Х., и другие Ограничение 22Ne (α,γ)26Mg и 22Ne (α, п)25Скорости реакции Mg с использованием субкулоновской α-трансферные реакции. Физика Письма B 802135267 (2020). [DOI: 10.1016 / j.physletb.2020.135267]
Ота, С. и другие Свойства распада 22Не + α резонансы и их влияние на s-процесс нуклеосинтеза. Физика Письма B 802135256 (2020). [DOI: 10.1016 / j.physletb.2020.135256]
Финансирование
Это исследование было поддержано Отделом науки Министерства энергетики (DOE), Отделом ядерной физики; Национальным управлением ядерной безопасности через Центр передового опыта в области ядерной подготовки и университетских исследований (CENTAUR); и Институт ядерных решений Техасского университета A&M. Двое авторов также были поддержаны Фондом Уэлча. Трое авторов были также поддержаны Советом по науке и технологиям Великобритании.
