Azərbaycanca
Deutsch
日本語
Lietuvos
සිංහල
Türkçe
Українська
United State
Hızlı Nötron Yakalama Süreci (R Süreci)
Hızlı nötron yakalama süreci veya R süreci, demirden daha ağır atom çekirdeklerinin yaklaşık yarısının üretiminden sorumlu olan nükleer reaksiyonlar dizisidir. Bu süreç, tipik olarak 56Fe ile başlayan, ağır çekirdeklerin hızlı nötron yakalamaları ile ilerler. Yakalamaların hızlı olması gerekir, çünkü çekirdek, bir nötron daha yakalanmadan önce radyoaktif bozunma geçirmez. Bu nedenle, R süreci, serbest nötron yoğunluğunun yüksek olduğu ortamlarda meydana gelir. Bu ortamlar arasında, nükleer çökme süpernovası sırasında fırlatılan madde (süpernova nükleosentezinin bir parçası) ve nötron bakımından zengin madde içeren kilonova (nötron yıldızlarının birleşmesi) bulunur. Bu kaynakların ve diğerlerinin, R süreci ile üretilen elementlerin astrofiziksel bolluğuna katkısı, hâlâ aktif bir araştırma konusudur.
R süreci, daha düşük bir oranda da olsa, termonükleer silah patlamaları sırasında da gerçekleşebilir. Bu, einstenyum (element 99) ve fermiyum (element 100) gibi elementlerin nükleer testlerde keşfine yol açmıştır.
S Süreci ile Karşılaştırma
R süreci, yavaş nötron yakalama yoluyla ağır elementlerin üretildiği diğer bir önemli mekanizma olan S süreci ile farklılık gösterir. S süreci, özellikle AGB yıldızları (Asimptotik Dev Branch yıldızları) içinde, nötron akışının yeterli olduğu ancak R sürecinin gerçekleşmeyecek kadar düşük olduğu ortamlarda meydana gelir. R sürecinin aksine, S süreci ikincildir, yani ağır çekirdeklerin diğer ağır çekirdekler oluşturmak için önceden var olan izotopları çekirdek olarak kullanmasını gerektirir.
Her iki süreç de, demirden daha ağır elementlerin evriminde önemli bir rol oynar. R ve S süreçleri birlikte, bu tür elementlerin çoğunun üretiminden sorumludur. R süreci, özellikle daha ağır elementlerin üretiminde başat bir mekanizma iken, S süreci daha düşük nötron yoğunluğuna sahip ortamlarda önemli katkılar yapar.
Astrofiziksel Yerler
R süreci için en olası aday yerler, uzun zamandır nükleer çökme süpernovaları (Ib, Ic ve II spektral türleri) olarak önerilmektedir. Bu tür süpernovalar, R sürecinin gerçekleşmesi için gerekli fiziksel koşulları sağlayabilirler. Ancak, R süreci çekirdeklerinin azlığı, yalnızca bir küçük süpernova kısmının R süreci çekirdeklerini yıldızlararası ortama atabileceği veya her bir süpernovanın yalnızca çok küçük miktarda R süreci materyali salacağı anlamına gelir. Ayrıca, atılan materyalin nötron açısından zengin olması gerekmektedir, ki bu da modellerde ulaşılması zor bir koşul olmuştur.
Kaynakça
- ^ Thielemann, F. K. (abril de 2011). «What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?». Progress in Particle and Nuclear Astrophysics 66 (2): 346-353. Bibcode:2011PrPNP..66..346T. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032.
wikipedia, wiki, viki, vikipedia, oku, kitap, kütüphane, kütübhane, ara, ara bul, bul, herşey, ne arasanız burada,hikayeler, makale, kitaplar, öğren, wiki, bilgi, tarih, yukle, izle, telefon için, turk, türk, türkçe, turkce, nasıl yapılır, ne demek, nasıl, yapmak, yapılır, indir, ücretsiz, ücretsiz indir, bedava, bedava indir, mp3, video, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, resim, müzik, şarkı, film, film, oyun, oyunlar, mobil, cep telefonu, telefon, android, ios, apple, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, pc, web, computer, bilgisayar
Bu sayfanin herhangi bir incelenmis surumu bulunmuyor bu yuzden standartlara uygunluk acisindan kontrol edilmemis olabilir Hizli Notron Yakalama Sureci R Sureci Hizli notron yakalama sureci veya R sureci demirden daha agir atom cekirdeklerinin yaklasik yarisinin uretiminden sorumlu olan nukleer reaksiyonlar dizisidir Bu surec tipik olarak 56Fe ile baslayan agir cekirdeklerin hizli notron yakalamalari ile ilerler Yakalamalarin hizli olmasi gerekir cunku cekirdek bir notron daha yakalanmadan once radyoaktif bozunma gecirmez Bu nedenle R sureci serbest notron yogunlugunun yuksek oldugu ortamlarda meydana gelir Bu ortamlar arasinda nukleer cokme supernovasi sirasinda firlatilan madde supernova nukleosentezinin bir parcasi ve notron bakimindan zengin madde iceren kilonova notron yildizlarinin birlesmesi bulunur Bu kaynaklarin ve digerlerinin R sureci ile uretilen elementlerin astrofiziksel bolluguna katkisi hala aktif bir arastirma konusudur Her bir elementin kozmojenik kokenini gosteren periyodik tablo Supernova kokenli demirden daha agir elementler genellikle supernovalardan gelen notron patlamalariyla beslenen r islemi sonucu uretilenlerdir R sureci daha dusuk bir oranda da olsa termonukleer silah patlamalari sirasinda da gerceklesebilir Bu einstenyum element 99 ve fermiyum element 100 gibi elementlerin nukleer testlerde kesfine yol acmistir S Sureci ile Karsilastirma R sureci yavas notron yakalama yoluyla agir elementlerin uretildigi diger bir onemli mekanizma olan S sureci ile farklilik gosterir S sureci ozellikle AGB yildizlari Asimptotik Dev Branch yildizlari icinde notron akisinin yeterli oldugu ancak R surecinin gerceklesmeyecek kadar dusuk oldugu ortamlarda meydana gelir R surecinin aksine S sureci ikincildir yani agir cekirdeklerin diger agir cekirdekler olusturmak icin onceden var olan izotoplari cekirdek olarak kullanmasini gerektirir Her iki surec de demirden daha agir elementlerin evriminde onemli bir rol oynar R ve S surecleri birlikte bu tur elementlerin cogunun uretiminden sorumludur R sureci ozellikle daha agir elementlerin uretiminde basat bir mekanizma iken S sureci daha dusuk notron yogunluguna sahip ortamlarda onemli katkilar yapar Astrofiziksel Yerler R sureci icin en olasi aday yerler uzun zamandir nukleer cokme supernovalari Ib Ic ve II spektral turleri olarak onerilmektedir Bu tur supernovalar R surecinin gerceklesmesi icin gerekli fiziksel kosullari saglayabilirler Ancak R sureci cekirdeklerinin azligi yalnizca bir kucuk supernova kisminin R sureci cekirdeklerini yildizlararasi ortama atabilecegi veya her bir supernovanin yalnizca cok kucuk miktarda R sureci materyali salacagi anlamina gelir Ayrica atilan materyalin notron acisindan zengin olmasi gerekmektedir ki bu da modellerde ulasilmasi zor bir kosul olmustur Kaynakca Thielemann F K abril de 2011 What are the astrophysical sites for the r process and the production of heavy elements Progress in Particle and Nuclear Astrophysics 66 2 346 353 Bibcode 2011PrPNP 66 346T doi 10 1016 j ppnp 2011 01 032