Сравнительная характеристика методов получения нейтроноизбыточных нуклидов
|
1 Введение 3
1.1 Экзотические нейтроноизбыточные нуклиды 3
1.2 г-процесс 4
2 Методы искуственного синтеза экзотических ядер 7
2.1 Деление ядер тепловыми нейтронами 7
2.2 Расчет выхода продуктов деления на примере установки TRIG А 9
2.3 Расчет ввххода продуктов деления на реакторе PIK 10
2.4 Деление урана протонами 12
2.5 Другие методах получения нейтроноизбыточных экзотических ядер 14
2.6 Метод Фурве-преобразования для измерения масс экзотических нуклидов 18
3 Заключение 21
4 Благодарности 22
Список литературы 23
1.1 Экзотические нейтроноизбыточные нуклиды 3
1.2 г-процесс 4
2 Методы искуственного синтеза экзотических ядер 7
2.1 Деление ядер тепловыми нейтронами 7
2.2 Расчет выхода продуктов деления на примере установки TRIG А 9
2.3 Расчет ввххода продуктов деления на реакторе PIK 10
2.4 Деление урана протонами 12
2.5 Другие методах получения нейтроноизбыточных экзотических ядер 14
2.6 Метод Фурве-преобразования для измерения масс экзотических нуклидов 18
3 Заключение 21
4 Благодарности 22
Список литературы 23
1.1 Экзотические нейтроноизбыточные нуклиды
В настоящей работе будут сравниваться методы получения экзотических нейтроноизбыточных нуклидов, участвующих в астрофизических процессах, рассматриваться действующие и планирующиеся установки, па которых можно реализовывать данные методы.
Рассмотрим N-Z диаграмму, то есть диаграмму, па которой по оси абсцисс отложено число нейтронов, по оси ординат - протонов.
Рис. 1: Карта нуклидов [1]
Легкие стабильные ядра (А < 40) имеют приблизительно равные числа нейтронов и протонов. В области более тяжелых ядер отношение числа нейтронов к числу протонов начинает возрастать и достигает величины 1.6 в районе А=250. Увеличение связано с тем, что кулоновское отталкивание протонов с ростом А увеличивается и для его компенсации необходимо увеличение числа нейтронов.С левой стороны от стабильных ядер находятся ядра, перегруженные протонами (протопоизбыточпые ядра), справа - ядра, перегруженные нейтронами (пейтропоизбыточпые ядра). Ядра, сильно перегруженные нейтронами или протонами, называют экзотическими ядрами.
Получение и изучение свойств таких ядер, удаленных от линии стабильности, является интенсивно развивающимся научным направлением, в котором задействованы такие центры, как лаборатория ядерпых реакций имели Г.Н.Флерова ОИЯИ, RIKEN (Япония), GANIL (Франция), GSI (Германия), TRIUMF(Канада), MSU и ANL в США, 1УРЬ(Фипляпдия)[2]. Интерес к этой области связал, в первую очередь, с получением информации о свойствах микромира и возможности моделирования различных процессов, происходящих во Вселенной. Исследование пейтроппо-избыточпых нуклидов, о которых пойдет речь в данной работе, необходимо для установления границ нейтронной стабильности (ведь согласно капельной модели остается еще около нескольких тысяч неизвестных ядер па карте изотопов), а так же для исследования астрофизических процессов, таких, как г-процесс.
1.2 г-процесс
г-процесс - это процесс быстрого захвата нейтронов (англ, rapid), который реализуется в звездных условиях и характеризуется высокими температурами и большими потоками нейтронов. Традиционно его связывают со вспышками новых и сверхновых, с эволюцией очень массивных объектов (~ 105 солнечных масс). Этот процесс отвечает за возникновение около половины пейтроппо-избыточпых атомных ядер тяжелее железа. [3]
Рис. 2: Путь r-процесса па карте нуклидов [4]
На рисунке 2 указан трек r-процесса и s-процесса (s-процесс - процесс мед- леппогоо захвата нейтронов, который осуществляется, предположительно, в красных гигантах и трек которого расположен ближе к линии стабильности). Видим, что па данной диаграмме для определенных значений N (50, 82, 126, 184), в треке r-процесса наблюдается скачок. Чтобы его объяснить, рассмотрим распостропеппость химических элементов как функцию массого числа А (Рис.З).
Рис. 3: Распостропеппость химических элементов относительно Si в зависимости от массового числа (выбраны такие единицы, в которых распространенность Si равна 106) [5]
Видим, что па этой схеме при тех же значениях А, соответсвующих значениям у пиклидов "скачка наблюдаются пики распространенности элементов. Само наличие скачка объясняется тем, что согласно современным моделям атомные ядра имеют оболочечную структуру. Причем ядра с полностью заполненными протонными и/или нейтронными оболочками более стабильны, чем ядра с другим количеством нейтронов или протонов. Количество нейтронов или протонов в полностью заполненных оболочках называются магическими числами — это 2, 8, 20, 28, 50, 82. Для нейтронной оболочки, как мы уже наблюдали, появляется еще число 126. Если число нейтронов N или число протонов Z равно одному из магических чисел, ядро называется магическим.
Если мы будем добавлять к ядру нейтроны и достигнем значения магического числа, скажем, 82, это будет значить, что заполнилась нейтронная оболочка, энергия связи нейтрона после заполнения оболочки становится меньше, и обратная (д-n) реакция становится очень сильной, останавливая захват нейтронов.[6] Поэтому на треке г- процесса наблюдаются скачки, соответсву- ющие магическим числам: ядро, формируя нейтронную оболочку, двигается на карте нуклидов вверх, пока снова не сможет захватывать нейтроны.
Главное условие г-процесса - скорости захвата нейтронов должна быть больше скорости ^-распада. Основной механизм захвата нейтронов - реакция (п,7). Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (п,7) не станет меньше скорости распада изотопа. Образующееся ядро распадается затем в результате ^-распада и вновь начинается последовательный захват нейтронов. Для развития r-процесса нуклеосинтеза необходимо наличие стартовых (зародышевых) ядер, которые внедрены в очень плотную и горячую, богатую нейтронами среду (Т > 109 К, nn > 1019 см-3). Эти условия могут быть реализованы в различных астрофизических процессах, которые характеризуются, скорее всего, взрывными процессами. Среди них наиболее детально исследованы взрывы сверхновых. [7]
Стадия сверхновой в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается (ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под действием сил гравитации. Распространяющаяся ударная волна в сверхновой инициирует интенсивное протекание ядерных реакций с выделением нейтронов. Окончание r-процесса связывают с делением ядер нейтронами, а если поток нуклидов в r-процессе достигает области сверхтяжелых, то их спонтанным делением, поскольку для ядер с большим массовым числом спонтанное деление будет происходить быстрее, чем бета-распад. При этом продукты деления сверхтяжелых ядер вновь становятся зародышевыми ядрами для дальнейшего протекания г-процесса. Согласно расчетам, трек r-процесса может доходить до ядер, содержащих 184 нейтрона. [4] Начальными зародышевыми ядрами в r-процессе являются, так же как и для s-процесса, ядра группы железа. Поэтому на кривой распространенности ядер имеются двойные пики вблизи атомных масс 90, 135 и 200, которые коррелируют с магическими числами нейтронов соответственно 50, 82 и 126. Это является отражением того факта, что трек r-процесса проходит в нейтроноизбыточной области далеко от полосы стабильности (примерно на 10 нейтронов), в то время как трек s-процесса идет по полосе стабильности.
Для процесса быстрого захвата нейтронов плотности распределения нейтроноизбыточных изотопов с числом нейтронов N и N +1 выражаются формулой (1) (формулой Саха):
ls n{Zn(Z N}1 =lg nn - 34'07 - fls T9 ' 5/"'Sn (1)
n(Z, N) 2 /9
Здесь n(Z, N) - плотность ядер c Z протонами и N нейтронами, nn- плотность нейтронов, Т9- температур а в 109 К, Sn- энергия отделения (связи) нейтрона в МэВ. Отсюда видно, что знание истинного "нуклидного пути"(т.е. знание масс экзотических пейтроппо-избыточпых нуклидов) r-процесса важно для определения параметров, характеризующих взрыв звезды, а именно температуры процесса и плотности нейтронного потока. [8]
Быстрый захват нейтронов был частично реализован в искусственных условиях при взрывах ядерных бомб, начиненных ураном 238U. При взрыве не все ядра успевали делиться с выделением энергии, часть их захватывала до 17 нейтронов:238U + 17п! 255U и затем следовала цепочка бета распадов с образованием трансурановых элементов вплоть до фермия. [4]
В настоящей работе будут сравниваться методы получения экзотических нейтроноизбыточных нуклидов, участвующих в астрофизических процессах, рассматриваться действующие и планирующиеся установки, па которых можно реализовывать данные методы.
Рассмотрим N-Z диаграмму, то есть диаграмму, па которой по оси абсцисс отложено число нейтронов, по оси ординат - протонов.
Рис. 1: Карта нуклидов [1]
Легкие стабильные ядра (А < 40) имеют приблизительно равные числа нейтронов и протонов. В области более тяжелых ядер отношение числа нейтронов к числу протонов начинает возрастать и достигает величины 1.6 в районе А=250. Увеличение связано с тем, что кулоновское отталкивание протонов с ростом А увеличивается и для его компенсации необходимо увеличение числа нейтронов.С левой стороны от стабильных ядер находятся ядра, перегруженные протонами (протопоизбыточпые ядра), справа - ядра, перегруженные нейтронами (пейтропоизбыточпые ядра). Ядра, сильно перегруженные нейтронами или протонами, называют экзотическими ядрами.
Получение и изучение свойств таких ядер, удаленных от линии стабильности, является интенсивно развивающимся научным направлением, в котором задействованы такие центры, как лаборатория ядерпых реакций имели Г.Н.Флерова ОИЯИ, RIKEN (Япония), GANIL (Франция), GSI (Германия), TRIUMF(Канада), MSU и ANL в США, 1УРЬ(Фипляпдия)[2]. Интерес к этой области связал, в первую очередь, с получением информации о свойствах микромира и возможности моделирования различных процессов, происходящих во Вселенной. Исследование пейтроппо-избыточпых нуклидов, о которых пойдет речь в данной работе, необходимо для установления границ нейтронной стабильности (ведь согласно капельной модели остается еще около нескольких тысяч неизвестных ядер па карте изотопов), а так же для исследования астрофизических процессов, таких, как г-процесс.
1.2 г-процесс
г-процесс - это процесс быстрого захвата нейтронов (англ, rapid), который реализуется в звездных условиях и характеризуется высокими температурами и большими потоками нейтронов. Традиционно его связывают со вспышками новых и сверхновых, с эволюцией очень массивных объектов (~ 105 солнечных масс). Этот процесс отвечает за возникновение около половины пейтроппо-избыточпых атомных ядер тяжелее железа. [3]
Рис. 2: Путь r-процесса па карте нуклидов [4]
На рисунке 2 указан трек r-процесса и s-процесса (s-процесс - процесс мед- леппогоо захвата нейтронов, который осуществляется, предположительно, в красных гигантах и трек которого расположен ближе к линии стабильности). Видим, что па данной диаграмме для определенных значений N (50, 82, 126, 184), в треке r-процесса наблюдается скачок. Чтобы его объяснить, рассмотрим распостропеппость химических элементов как функцию массого числа А (Рис.З).
Рис. 3: Распостропеппость химических элементов относительно Si в зависимости от массового числа (выбраны такие единицы, в которых распространенность Si равна 106) [5]
Видим, что па этой схеме при тех же значениях А, соответсвующих значениям у пиклидов "скачка наблюдаются пики распространенности элементов. Само наличие скачка объясняется тем, что согласно современным моделям атомные ядра имеют оболочечную структуру. Причем ядра с полностью заполненными протонными и/или нейтронными оболочками более стабильны, чем ядра с другим количеством нейтронов или протонов. Количество нейтронов или протонов в полностью заполненных оболочках называются магическими числами — это 2, 8, 20, 28, 50, 82. Для нейтронной оболочки, как мы уже наблюдали, появляется еще число 126. Если число нейтронов N или число протонов Z равно одному из магических чисел, ядро называется магическим.
Если мы будем добавлять к ядру нейтроны и достигнем значения магического числа, скажем, 82, это будет значить, что заполнилась нейтронная оболочка, энергия связи нейтрона после заполнения оболочки становится меньше, и обратная (д-n) реакция становится очень сильной, останавливая захват нейтронов.[6] Поэтому на треке г- процесса наблюдаются скачки, соответсву- ющие магическим числам: ядро, формируя нейтронную оболочку, двигается на карте нуклидов вверх, пока снова не сможет захватывать нейтроны.
Главное условие г-процесса - скорости захвата нейтронов должна быть больше скорости ^-распада. Основной механизм захвата нейтронов - реакция (п,7). Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (п,7) не станет меньше скорости распада изотопа. Образующееся ядро распадается затем в результате ^-распада и вновь начинается последовательный захват нейтронов. Для развития r-процесса нуклеосинтеза необходимо наличие стартовых (зародышевых) ядер, которые внедрены в очень плотную и горячую, богатую нейтронами среду (Т > 109 К, nn > 1019 см-3). Эти условия могут быть реализованы в различных астрофизических процессах, которые характеризуются, скорее всего, взрывными процессами. Среди них наиболее детально исследованы взрывы сверхновых. [7]
Стадия сверхновой в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается (ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под действием сил гравитации. Распространяющаяся ударная волна в сверхновой инициирует интенсивное протекание ядерных реакций с выделением нейтронов. Окончание r-процесса связывают с делением ядер нейтронами, а если поток нуклидов в r-процессе достигает области сверхтяжелых, то их спонтанным делением, поскольку для ядер с большим массовым числом спонтанное деление будет происходить быстрее, чем бета-распад. При этом продукты деления сверхтяжелых ядер вновь становятся зародышевыми ядрами для дальнейшего протекания г-процесса. Согласно расчетам, трек r-процесса может доходить до ядер, содержащих 184 нейтрона. [4] Начальными зародышевыми ядрами в r-процессе являются, так же как и для s-процесса, ядра группы железа. Поэтому на кривой распространенности ядер имеются двойные пики вблизи атомных масс 90, 135 и 200, которые коррелируют с магическими числами нейтронов соответственно 50, 82 и 126. Это является отражением того факта, что трек r-процесса проходит в нейтроноизбыточной области далеко от полосы стабильности (примерно на 10 нейтронов), в то время как трек s-процесса идет по полосе стабильности.
Для процесса быстрого захвата нейтронов плотности распределения нейтроноизбыточных изотопов с числом нейтронов N и N +1 выражаются формулой (1) (формулой Саха):
ls n{Zn(Z N}1 =lg nn - 34'07 - fls T9 ' 5/"'Sn (1)
n(Z, N) 2 /9
Здесь n(Z, N) - плотность ядер c Z протонами и N нейтронами, nn- плотность нейтронов, Т9- температур а в 109 К, Sn- энергия отделения (связи) нейтрона в МэВ. Отсюда видно, что знание истинного "нуклидного пути"(т.е. знание масс экзотических пейтроппо-избыточпых нуклидов) r-процесса важно для определения параметров, характеризующих взрыв звезды, а именно температуры процесса и плотности нейтронного потока. [8]
Быстрый захват нейтронов был частично реализован в искусственных условиях при взрывах ядерных бомб, начиненных ураном 238U. При взрыве не все ядра успевали делиться с выделением энергии, часть их захватывала до 17 нейтронов:238U + 17п! 255U и затем следовала цепочка бета распадов с образованием трансурановых элементов вплоть до фермия. [4]
Результатом проведенных исследований можно считать следующие:
1. Были рассмотрены и описаны различные методы, используемые для получения пейтропоизбыточпых экзотических нуклидов.
2. Описаны действующие и планируемые эксперименты, нацеленные па получение пейтропоизбыточпых экзотических нуклидов.
3. Проведены рассветы выходов различных пейтропоизбыточпых экзотических нуклидов, получающихся при делении мишеней 235U в экспериментах па реакторах TRIGA и ПИК.
4. Проведено сравнение выходов для различных проектов эксперименталь- нвхх установок.
5. Изучен метод Фурве-преобразования для измерения масс экзотических нуклидов, проделана работа по измерению резонанснвхх частот кварцеввхх резонаторов, измерена их добротности. Исследована зависимость резонансной частоты кварцевого резонатора от его массы.
Из результатов сравнения видно, что на реакторе ПИК, вследствие высокой интенсивности потока нейтронов, почти для всех нейтроноизбыточных нуклидов данных масс их ожидаемые выходы значительно превышают достижимые выходы на других установках. Ожидается, что такая высокая производительность нуклидов позволит перекрыть широкие области на карте нуклидов, в том числе и не исследованные.[8] Это откроет возможность получения уникальной информации ядерно-физического и астрофизического содержания.
Актуальность исследований подтверждается тем, что вопросом нейтроноизбыточных экзотических нуклидов занимаются во многих научных центрах по всему миру, планируются новые эксперименты.
Новизна исследований заключается в том, что подобное сравнение выходов нейтроноизбыточных экзотических нуклидов было проведено впервые, систематезирована информация о различных экспериментальных установках и методах.
Практическая ценность результатов выражается в том, что полученные результаты могут быть использованы для выбора той или иной экспериментальной установки, отвечающей требованиям и задачам научных исследований.
1. Были рассмотрены и описаны различные методы, используемые для получения пейтропоизбыточпых экзотических нуклидов.
2. Описаны действующие и планируемые эксперименты, нацеленные па получение пейтропоизбыточпых экзотических нуклидов.
3. Проведены рассветы выходов различных пейтропоизбыточпых экзотических нуклидов, получающихся при делении мишеней 235U в экспериментах па реакторах TRIGA и ПИК.
4. Проведено сравнение выходов для различных проектов эксперименталь- нвхх установок.
5. Изучен метод Фурве-преобразования для измерения масс экзотических нуклидов, проделана работа по измерению резонанснвхх частот кварцеввхх резонаторов, измерена их добротности. Исследована зависимость резонансной частоты кварцевого резонатора от его массы.
Из результатов сравнения видно, что на реакторе ПИК, вследствие высокой интенсивности потока нейтронов, почти для всех нейтроноизбыточных нуклидов данных масс их ожидаемые выходы значительно превышают достижимые выходы на других установках. Ожидается, что такая высокая производительность нуклидов позволит перекрыть широкие области на карте нуклидов, в том числе и не исследованные.[8] Это откроет возможность получения уникальной информации ядерно-физического и астрофизического содержания.
Актуальность исследований подтверждается тем, что вопросом нейтроноизбыточных экзотических нуклидов занимаются во многих научных центрах по всему миру, планируются новые эксперименты.
Новизна исследований заключается в том, что подобное сравнение выходов нейтроноизбыточных экзотических нуклидов было проведено впервые, систематезирована информация о различных экспериментальных установках и методах.
Практическая ценность результатов выражается в том, что полученные результаты могут быть использованы для выбора той или иной экспериментальной установки, отвечающей требованиям и задачам научных исследований.
