نواة غنية بالبروتون

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث

النواة الغنية بالبروتون هى نواة ذرية تكون فيها نسبة عدد البروتون إلى عدد النيوترونات أكبر بكثير من نسب النوى الموجودة في الطبيعة[1].(بالإنجليزية: p-nuclei) (p تشير إلى وفرة- البروتون) وهى نظائر عناصر تحدث بشكل طبيعي لبعض العناصر بين السيلينيوم والزئبق شاملة العناصر التى لا يمكن أن تنتج إما من خلال عملية التقاط النيوترون البطئ - أو من خلال عملية التقاط النيوترون السريع.

تعريف[عدل]

جزء من جدول النويدات يظهر بعض النويدات المستقرة أو شبه المستقرة لعملية التقاط النيوترون البطئ - وعملية التقاط النيوترون السريع، و نواة غنية بالبروتون

المقالة التاريخية B2FH في الفيزياء النجمية والأعمال الكلاسيكية الرائدة لمارغاريت بوربيدج وجيفري بوربيدج ووليام فاولر وفريد هويل في عام 1957 [2]و A.G.W. كاميرون (1957) [3] شرحت طريقة تكون غالبية النويدات التي تحدث بشكل طبيعي في مابعد عنصر الحديد. وأنها تتكون من نوعين من عمليات التقاط النيوترونات (عملية التقاط النيوترون البطئ - وعملية التقاط النيوترون السريع). لا يتم التوصل إلى بعض النويدات الغنية بالبروتون الموجودة في الطبيعة من خلال هذة العمليات، وبالتالي هناك حاجة إلى عملية إضافية واحدة على الأقل لتخليقها. وتسمى هذه النوى نواة غنية بالبروتون ( p-nuclei).

النويدات الغنية بالبروتون نادرة جدا. نظائر عناصر النواة الغنية بالبروتون أقل وفرة عادة بعوامل من عشرة إلى ألف من النظائر الأخرى لنفس العنصر. وفرة النواة الغنية بالبروتون يمكن تحديدها فقط من خلال بحوث الجيوكيمياء وتحليل المواد النيزكية والحبيبات قبل شمسية.ولا يمكن التعرف عليها في أطياف النجوم. ولذلك، فإن معرفة وفرة النويدات الغنية بالبروتون تقتصر على تلك الموجودة في النظام الشمسي وليس من المعروف ما إذا كان نموذج وفرة النويدات الغنية بالبروتون في النظام الشمسي مثالي لدرب التبانة.[4]

قائمة النويدات الغنية بالبروتون
النويدة تعليق
74Se
78Kr
84Sr
92Nb نويدات مشعة طويلة العمر؛ وليست نواة غنية بالبروتون كلاسيكية ولايمكن ان تنشاء من خلال (عملية التقاط النيوترون البطئ - او عملية التقاط النيوترون السريع)
92Mo
94Mo
97Tc نويدات مشعة طويلة العمر؛ وليست نواة غنية بالبروتون كلاسيكية ولايمكن ان تنشاء من خلال (عملية التقاط النيوترون البطئ - او عملية التقاط النيوترون السريع)
98Tc نويدات مشعة طويلة العمر؛ وليست نواة غنية بالبروتون كلاسيكية ولايمكن ان تنشاء من خلال (عملية التقاط النيوترون البطئ - او عملية التقاط النيوترون السريع)
96Ru
98Ru
102Pd
106Cd
108Cd
113In (جزئيا) في عملية التقاط النيوترون البطئ وعملية التقاط النيوترون السريع كعامل مساعد
112Sn
114Sn
115Sn (جزئيا) في عملية التقاط النيوترون البطئ وعملية التقاط النيوترون السريع كعامل مساعد.
120Te
124Xe
126Xe
130Ba نويدات طويلة العمر
132Ba
138La نويدات طويلة العمر; تنشاء من عملية ν-process
136Ce
138Ce
144Sm
146Sm نويدات مشعة طويلة العمر؛ وليست نواة غنية بالبروتون كلاسيكية ولايمكن ان تنشاء من خلال (عملية التقاط النيوترون البطئ - او عملية التقاط النيوترون السريع)
152Gd نويدات طويلة العمر
156Dy
158Dy
162Er
164Er (جزئيا) في عملية التقاط النيوترون البطئ
168Yb
174Hf نويدات طويلة العمر
180mTa (جزئيا) في عملية ν؛ ومن عملية التقاط النيوترون البطئ كعامل مساعد.
180W نويدات طويلة العمر
184Os
190Pt نويدات طويلة العمر
196Hg

أصول النويدات الغنية بالبروتون[عدل]

عملية إنتاج النويدات الغنية بالبروتون في الفيزياء الفلكية غير مفهومة تماما حتى الآن. ووفقا للمحاكاة الحاسوبية الحالية لعملية (γ) الشائعة في نويدات المستعرات العظمى المنهارة (مستعر أعظم من النوع الثاني) فأن العملية (γ) لايمكن أن تنتج نويدات غنية بالبروتون بكميات كافية.ولذلك فإنه يتم حاليا عمل بحوث للإكتشاف طرق أخرى. ويتوقع علماء الفلك أن عملية إنتاج النويدات الغنية بالبروتون ليست عملية واحدة فقط ولكن عمليات مختلفة في عدد من المواقع الفلكية تنتج نطاقات معينة من النويدات الغنية بالبروتون.[5]

أساسيات إنتاج النويدات الغنية بالبروتون[عدل]

من حيث المبدأ، هناك طريقتان لإنتاج النويدات الغنية بالبروتون: من خلال إضافة البروتونات بالتسلسل إلى النويدات (تفاعلات نووية) من النوع (p، γ) أو عن طريق إزالة النيوترونات من النواة من خلال تسلسل عملية الانحلال النووي بأشعة غاما تفاعلات نووية من النوع (γ,n).[4][5]

مراجع[عدل]

  1. ^ proton-rich nucleus
  2. ^ E. M. Burbidge؛ G. R. Burbidge؛ W. A. Fowler؛ Fred Hoyle (1957). "Synthesis of the Elements in Stars" (PDF). Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. 
  3. ^ A. G. W. Cameron: Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific, Vol. 69, 1957, p. 201-222. (online)
  4. ^ أ ب M. Arnould, S. Goriely: The p-process of stellar nucleosynthesis: astrophysics and nuclear physics status. In: Physics Reports 384, 2003, p. 1-84.
  5. ^ أ ب T. Rauscher: Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis. In: Proceedings of Science XI_059.pdf PoS(NIC XI)059, 2010 (arXiv.org:1012.2213)