Universitatea tehnica „Gheorghe Asachi ”Facultatea de automatica si calculatoare

Referat la Fizica

Mase nucleare si originea elementelor

Student : Apetrii Mihaita Marian Grupa: 1103 A

An universitar 2011 – 2012Mase nucleare şi originea elementelor

Hendrik Schatz 1, Klaus Blaum 21 Johannes Gutenberg-University Mainz and GSI Darmstadt • Germany.2 National Superconducting Cyclotron Laboratory, Michigan State University • USA.

Compoziţia chimică a universului nostru are surprinzător de multe caracteristici: de ce soarele este format, în principal din hidrogen şi heliu? De ce fierul este mult mai abundent decât elemente mai grele cum ar fi de aurul? De ce există elemente grele şi cum au luat existenţă? Proprietăţile nucleelor atomice, în special masele lor, joacă un rol crucial în aceste fundamentale întrebări la interfaţa de nucleară şi astrofizică. Fig. 1 arată distribuţia sistemului solar izotopic, abundenţa determinată din analiza de meteoriţi şi spectrului determinat de lumina soarelui. Multe dintre caracteristicile generale ale distribuţiei referitoare la abundenţa sistemului solar elementar din Fig. 1 poate se găsesc în întreaga galaxiei noastre şi, probabil, universul ca un întreg, deşi există variaţii ca urmare a diferenţelor în nucleosinteză, istorie sau procesele în curs de desfăşurare. Hidrogenul și heliul sunt, de departe, elementele cele mai abundente în sistemul solar. Aceste elemente au fost deja produse în Big Bang, împreună cu urme de litiu. Toate elementele mai grele ar fi fost create după Big Bang prin procese nucleare, mai ales în stele şi explozii stelare. O privire la masele nucleare explică de ceBig Bang-ul nu a fost capabil de a produce elemente grele, utilizând elemente deja formate pe bază de hidrogen (1H) şi heliu (4He). Printre posibilele reacţii de fuziune nucleară ce s-ar putea imagina sunt cele de fuziune a două nuclee de hidrogen în 2HE, fuziunea unui nucleu de hidrogen cu un nucleu de heliu care produc 5Li, sau fuziunea a două nuclee de heliu cu 8Be.2He, 5Li, şi 8Be au un lucru în comun: în contrast cu izotopi de obicei găsiţi pe pământ şi în stele aceste nuclee au durata de viata extrem de scurtă - de exemplu , în cazul 8Be durata medie de viaţă este de doar 10-16 secunde. Motivul este faptul că fragmentarea acestor nucleelor este posibilă din punct de vedere energetic pentru că masa totală a fragmentelor este mai mică decât masa nucleului în sine. Această diferenţă de masă corespunde în conformitate cu formula lui Einstein, celebra ecuaţie E = mc2 la energia de legătură, care poate fi eliberată în timpul degradare.2El,5L i, şi 8Be sunt distruse prin dezintegrare imediat după ce s-au format şi pot, prin urmare, să existe numai în cantităţi extrem de mici. Densitatea şi cantitatea de timp disponibile pentru reacţii nucleare în Big Bang nu sunt suficiente pentru a iniţia orice reacţii suplimentare cu privire la aceste mici cantități de 2El, 5Li, şi 8Be. În cazul în care masa 8Be a nucleului ar fi mai mică cu doar despre un 1 / 1000 dintr-un procent, dezintegrarea în douănuclee de heliu nu ar putea să apară şi 8Be ar fi mai stabil. În acest caz, elementele grele ar putut fi obţinute cu uşurinţă în timpul Big Bang-ului, cu

consecinţe drastice pentru existenţa stelelor, inclusiv a soarelui, care utilizează fuziune de hidrogen de la Big-Bang ca sursa principala de energie. O alta caracteristica în Fig. 1 este abundenţa relativ mare de nuclee din jurul fierului şi nichelului. Acest lucru poate fi explicat din nou uitandu-se la masele nucleare. Diferenţa dintre masa reală nucleară şi masa totală a nucleonilor (Z protoni şi N neutroni) determină prin E = mc2 energia protonilor si neutronilor din nucleu. Ca un exemplu, în 4El această energie se ridică la aproximativ 1% din masa totală. Ea se dovedeşte, că în jurul nucleelor de fier şi nichel este cea mai mare energie pe nucleon din toate nucleele stabile. De exemplu, un nucleon în56Fe e legat cu o medie de 8.79 MeV = 1.41*10-12J [2].Din acest motiv, nici fuziunea a două nuclee de fier şi nici fisiunea unui nucleu de fier mai mic în energia constituiva de presă, de fapt una ar trebui să furnizeze energie pentru a face aceste procese sa se intample.

În consecinţă, lanţul de reacţii de fuziune nucleară din interiorul stelelor, produce energie

prin conversia nucleelor, mai puţin energia de legătură din nuclee cu o energie pe nucleon terminandu-se la fier şi nichel. Generaţiile anterioare de stele au început să ardă o mică parte din hidrogen si heliu de laBIG BANG în fier şi nichel. Exploziile supernove(explozii stelare) au distribuit aceste nuclee din Galaxie in sistemul solar.

Originii elementelor dincolo de fier şi nichel care sunt nu sunt produse prin reacţii de fuziune in stele, nu este încă pe deplin. Cu toate acestea, găsim elemente, cum ar fi : iod, aur, sau uraniu în natură. Noi credem ca marea majoritate din elemente a fost produs de cătreprocesele de captare de neutroni. Neutronii până la un izotop radioactiv de acelaşi element se formeaza. Atunci când acest izotop radioactiv se descompune prin dezintegrarea beta un nou,element este creat mai greu. Captarile succesive de neutroni şi betadeca poate construi din elemente grele alte elemente şi mai grele. Astfel de neutroni prinprocesele de captare au tendinţa de a forma abundenţe deosebit de mari fata denuclee cu configuraţii închise cu coajă neutroni, care au loc la "magic" un număr de neutroni N = 82 şi 126. Ca şi în cazul închis alege cochilii de gaze nobile în fizica atomică, suplimentandcaptura unui neutron pe nuclee cu astfel de numere magice cu neutronisi împiedicată de câştig facand redcere de energie. Aceasta este o directă consecinţă a schimbărilor mici în masele nucleare de aproximativ 1:100.000 din cauzaînchiderii neutronilor cu coajă de configurare. De la acest punct rezultatul este o încetinirede neutroni a procesului de captare, care duce la acumularea unei cantităţi deosebit de mari de nuclee. Corespunzand vârfuri în abundenţa de distribuţie solare, acestea pot fi găsite în fig. 1 la masa numerelor 130, 138, 195 şi 208. Deci, aceasta sunt masele nucleare şi a energiilor din care rezultă neutroni cu caracter obligatoriu, avand punctul de plecare sau de elemente grele

prin captură de neutroni. Fig. 1. arata abundenţa relativă a izotopilor de produs chimic elementelor din solar ca o functie din numarul de masa. Unul dintre vârfurile de abundenţa sunt marcate cu numărul de masă şi element care domină o compozitie la acest punct. Disponibile pot face ambele, o captare de neutroni şi dezintegrarea beta, aşa-numitele s-proces de ramificare de puncte. Întrebări importante deschise se includ, de asemenea, în procesele de giganţi rosii care produc neutroni necesari pentru proces. Procesele de amestec din interiorul stelar sunt particulare relevante, dar bune pentru producerea de neutroni. Reacţiile nucleare sunt o problemă, precum şi [5].

Procesul de r- (R-procesul)

R-procesul este responsabil pentru aflarea elementelor grele dincolo de fier. Elemente cum ar fi europiu, aur, platină, uraniu sau sunt în principal produse în procesul R[6, 7]. De la locul de amplasare a abundenţei maxime în Fig. 1 A=130 (Telur) şi A = 195 (platină), se poate concluziona că procesul de r- traversează N = 82 şi N = 126 coji de neutroni la nuclee cu un număr de masă în jurul valorii de A=130 şi A= 195 (vezi Fig. 2). Aceste nuclee sunt extrem de instabile.130Cd (A = 130, N = 82) este un cadmiu izotop cu o durată de viaţă de doar 162 milisecunde, şi 195Tm (A = 195, N = 126) este un izotop Tuliu exotic care nu a fost niciodată observat într-un laborator. Evident, neutroni densi-legături în timpul r-proces sunt atât de mari încât capturarea de neutroni este mult mai rapida decât dezintegrea lui beta, astfel încât nucleul extrem de instabil beta poate fi format. După crearea lor în r-procesul aceste nuclee sunt convertite în nuclee stabile printr-un lanţ lung de beta. În unele cazuri, aceste dezintegrări beta pot emite neutroni, astfel încât numarul de masa a nucleului stabil final tinde să fie puţin mai mic decat numarul de masa a nucleului format iniţial în ROC rp SSE, un efect pe care am neglijat în argumentul nostru simplu de mai sus. Fig. 2: cale tipica a prezis [3] din r-proces (în roşu), pe graficul de nucloizi. Pe această diagramă, numărul de neutroni creşte coloana mergand înţelept spre dreapta, în timp ce

numărul de protoni (număr element) creşte fiind un rand în sus. Fiecare cutie reprezintă, prin urmare, un nucleu cu un anumit număr de protoni şi neutroni. Nuclee dintr-un rând orizontal reprezintă izotopii diferiti ale unui anumit element chimic. Afişate sunt nucleele, care sunt stabile sau atât de mult timp trăit incat acestea există în mod natural (negru), nucleelor instabile pentru care masa este cunoscuta (verde), precum şi toate alte nuclee instabile, care sunt prezise de Teoria nucleara să existe (galben). Liniile diagonale punctate, marca numerele de masă în cazul în care procesul de r-abundenta arata maximele apar in (vezi Fig. 1). Arătat, de asemenea într-un mod foarte schematic este calea proceselor de fuziune în stele (Săgeată portocalie) şi s-proces (roşu săgeată). Fig.1 prezinta, abundenţa maximelorcare apar pereche înţelept. Din acesta se poate concluziona că elementele grele sunt formate diferite de două-ORL fata de procesele de captare de neutroni - un proces lent (e-proces) şi unproces rapid (r-proces). S-şi R-procesele traverseza coji de neutroni închise la diferite elemente, astfel încât unul obţine două abundenţe maxime distincte la numerele de masa diferite pentru fiecare neutron coajă de închidere.

Procesul s- (S-Procesul)

În timpul procesului de captura s-neutronii sunt, în majoritatea cazurilor mult maimai lenti decât se descompune beta. Izotopi radioactivi formati după o captare de dezintegrare a neutroniilor rapizi în nuclee stabile, înainte de următoarea captura a unui neutron. Veniturile s-proces, prin urmare, de-a lungul aşa-numit valea de stabilitate (Fig. 2) traversează N = 82 şi N = 126 coji de neutroni la nuclee stabile cu

numerele de masa A = 138 (Bariu) şi A 208 = (de plumb). Abundenţa maximelor create de s-procesul de la aceste locaţii pot fi uşor identificate în Fig. 1. Din observarea techneţiu, care reprezintă un element fără un izotop stabil, pe suprafaţa de roşu gigant stelele în curs de desfăşurare s-procesul a fost demonstrat astfel incat site-ul a fost identificat fără echivoc. Deoarece masele şi alte proprietăţi ale nucleelor care participă la proces s-au cunoscut destul de bine, se poate calcula s-procesul în abundenţa demodele stelare destul de credibil. Excepţii sunt ratele de captare de neutroni a unor izotopi, în special înînceputul anului s-proces.

Determinarea experimentală a ratelor precise de captare de neutroni pentru s-proces este un important subiect de cercetare actuala în astrofizica nucleară [4]. Măsurători ale ratelor de captare de neutroni pe izotopi radioactivi, care au trăit mai mult au fost pentru a înţelege procesul-R, este una dintre cele mai mari provocări de astrofizică nucleară. Până în prezent nu se ştie cu certitudine unde în univers acest proces poate avea loc. Dificultatea pentru astrofizicieni este de a găsi modalităţi de a produce neutroni cu densităţi.

O posibilitate este fluxul de neutrini care conduce un material de pe o stea neutronica la cald în miezul unei explozii stelare. Deşi s-a demonstrat că un r-proces poate apărea într-un astfel de mediu bogat, este inca neclar cum se poate obţine cele mai mari densităţi de neutroni necesari pentru a produce cele mai greu procesul de nuclee. [8, 9]. O altă posibilitate este fuziunea a doi neutroni într-o gaură neagră într-o stea neutronica cu sistem binar. Calculele au arătat că modelul de neutroni este foarte bogat, materialul poate fi scos într-un astfel de mediu, dar de asemenea s-a arătat că astfel de fuziuni stele neutronice ar putea să nu fie destul de frecvente pentru a explica, observand abundenţa de elemente grele. Alte sugestii sunt exploziile stelare, sau exploziile de raze gama din colapsul creat prin prăbuşirea unei stele foarte masive intr-o gaura neagra. Observaţiile astronomice din ultimul deceniu au dus la progrese dramatice in intelegerea noastra a r-procesului [10]. De o importanţă deosebită este descoperirea unei stele în câteva halo-uri din Galaxia noastra care în comparaţie cu soarele, sunt extrem de saraci in fier, dar puternic îmbogăţiti în r-procesele de elemente.

Se crede că aceste stelele sunt atât de vechi că la momentul constituirii lor compoziţia Galaxiei a fost în general cu putin fier. În contrast la abundenţa solară din Fig. 1, care este produsul de sute de evenimente, nucleosinteza diferita mixt, abundenţa elementara se poate măsura

prin detectarea de linii de absorbţie în photospheres de aceste stele permite determinarea produselor de la, probabil, un singur r-proces de aerisire. În anii următori, descoperirea poate a sute de astfel de procese de fier îmbogăţit este de aşteptat pe scară largă programe astronomice, cum ar fi Heres (Hamburg / ESO R-proces consolidată stele Survey) sau segue (Extensia Sloan pentru înţelegere Galactic şi explorare),parte a unui program de follow-up la Sky Survey Sloan Digital. Rezultatele sunt aşteptate să conducă la o nouă înţelegere a modului de neutronide captare a proceselor, cum ar fi procesul-r imbogatit in galaxia noastra pas cu pas cu elemente grele. Progresele similare sunt necesare acum in fizica nucleara. Fără cunoaştere a fizicii nucleare în r-proces, previziunile de la teoretică r-procesul de modele nu poate fi comparat cu observaţiile într-un mod semnificativ şi cantitativ. Înţelegerea r-proces este împiedicată de faptul că aproape oricare dintre nucleele instabile participante ar putea fi produse şi studiate accelerator la laboratoare. Masele nucleare joacă un rol deosebit de important pentru înţelegerea R-procesului[7]. Cele mai moderne r-procese prezic că r-procesul are loc la mare temperamentul-temperaturi de un miliard de grade sau mai mult. La astfel de temperaturi ridicate fotonii poat excita nucleele, astfel încât acestea emit neutroni. Astfel de reacţii de fotodezintegrare poate contracara rapid captura neutronului. In cazul de fotodezintegrare victoriile peste captura de neutroni, aşa-numitele r-procesele CESS al punctului de aşteptare, r-procesul se va opri temporar şi sa aşteptaţi pentru dezintegrarea beta în lanţul de izotopice următoare. Pentru o densitate neutron dat şi temperatura nucleara trebuie să fie cunoscute, în unele cazuri, pentru o precizie mai mare de parti la un milion de nuclee pentru a determina punctul de aşteptare. Nucleul maselor, prin urmare, determină în mare măsură calea r-procesului de la graficul de nuclizi. Împreună cu dezintegrarea beta de înjumătăţire aşteptand nuclee punct, masele determina, de asemenea, viteza de proces şi modelul abundenţei finale. Masele Precise nucleare sunt prin urmare, esenţiale pentru a compara tiparele teoretice abundenta cuobservaţii. Fără fizici nucleare de încredere de mare precizie date observaţionale obţinute cu telescoape sofisticate nu se poate interpreta cantitativ. Din pacate, din cele mai multeextrem de bogate în neutronii nucleici în r-proces sunt încă dincolo de la îndemâna fizicii nucleare a facilităţi de acceleraţie. Fig. 3: Contribuţia R-procesul de la abundenţa izotopica a elementelor chimice în sistemul solar este ca o funcţie a numărului de masă ("solar r-proces"). Această distribuţie este obţinuta prin scăderea contribuţiilor calculate de la s-

procesele şi altele, mai puţin importante, procesele din abundenta solara observate de distribuţie în Fig. 1. Abundenţa este data în unităţi de obicei relativ de un milion de nuclee de siliciu. În plus, ne arată abundenţa calculată produsă în două modele R-proces carediferă numai în modelul teoretic utilizat pentru a prezice masele nucleare.Un model prezinta masa de închidere pronunţat coajă, în timp ce altele au o coajă redusa care ar putea să apară neutroni bogati in nuclee. (date fr om K.-L. K Ratz şi B. Pfeiffer, Universitatea din Mainz, Germania [7]). Acest lucru ilustrează frumos puternica dependenţă de a prezice r-procesul de abundenţa asupra maselor nucleare. Fig. 4: Propunerea de taxat particule în interior capcana estesuprapunerea a trei propuneri independente: a) o oscilaţie armonică în axialădirecţie şi în direcţia radială privind modificarea şi educarea electronilor in miscare mişcare. b) Propunere de ion Total şi proiecţie pe planul X,Y; Amplitudinile dinamice a ioni sunt mai puţin de 1 mm. Astfel de înjumătăţire a măsurătorii se pote efectua acum cu cea mai mică intensitate a unui fascicul de ioni. [7, 11]. Pentru masele r-proce1sului de nuclee, pe de altă parte, o continuare se bazeaza pe previziuni teoretice ale modelelor de masă nucleara [12]. Aceste calcule sunt de departe nu suficient de precise – diferite modele prezic masele care diferă la fel de mult ca 1:10,000. Factorul este de100 de ori mai mare decât acurateţea necesară pentru procesul de r-calcule. În plus, schimbări fundamentale în structura de nuclee bogate în neutroni, care sunt prost înţelese din cauza lipsei de date experimentale, ar putea duce la mari erori sistematice în modelele de masă. Ca un exemplu, Fig. 3 arată abundenţa prezisa din r-procesul de calcule, obţinut prin folosirea a două modele diferite de masă. Un model presupune că dimensiunea a decalajelor de coajă şi, prin urmare diferenţele asociate cu cochilii de neutroni închise sunt reduse pentru neutronii bogati in nucleu. O astfel de reducere a efectelor este într-adevăr, prezisa de unele modele a structurii nucleare. Cu o astfel de modificare a unui un model de masa se obţine un acord mai bun cuobservaţii [13].

Cu toate acestea, atâta timp cât acestea sunt sistematice, schimbările în masele nu sunt confirmate experimental nu pot decide calcul care utilizează masele corect şi dacă în schimb problemele fundamentale în procesul de astrofizica r-modelele sunt de vina pentru discrepanţe. Metoda mai puţin precisă cum ar fi determinarea spectrului de frecvenţe de energie de electroni de la dezintegrarea beta au oferit recent o sugestie pentru primul schimb în structura coajă lângă N = 82 [14]. Cu toate acestea, preciziile de masă de nuclizi neutronii sunt extrem de bogati.

Cele două metode sunt cele mai importante în acest sens si vor fi prezentate în următoarele secţiuni.

Măsurători de precizie a unei mase departe de stabilitate este extrem de instabilă iar neutronii bogati in nuclee pot fi deja produsi de la accelerarea curentului ca Isolda la CERN în Gene-VA, Elveţia, institut de cercetare (GSI) în Darmstadt, Germania, sau la facilitatea de NSCL la Michigan State University, Statele Unite ale Americii [15]. În acest scop, o ţintă este bombardata de nucleoizii stabili. Acest lucru duce la producerea de nucleoide de fisiune sau fragmentare, care sunt apoi disponibile ca fascicule de ioni pentru măsurători în masă. Provocarea este de a începe procesul de producţie cu grinzi de intensiv stabil posibil, pentru a ioniza şi transportul nucleelor exotice cu pierderi mici la experiment, şi pentru a dezvolta sisteme extrem de eficiente experimentale efectuand masuratori cu intensităţi de fază foarte scăzuta. Cele mai moderne tehnici care au fost dezvoltate la instalaţiile menţionate mai sus a făcut deja posibilă pentru a produce nuclizi aproape. Precizia de determinare a masei necesare pentru procesul de r calcule, este in mod curent realizat prin Penning masa de capcană. Cu toate acestea, aceste dispozitive numai permit accesul de nucleoizi cu durată de viaţă de mai multe 10 milisecunde. Masele de scurtă durată cu nucleoizi poat fi determinate doar prin metoda de timp de zbor, după cum de exemplu, în experimentul de depozitare RES sune la GSI Darmstadt la [18]. The Penning-capcana spectrometru de masă Forţa Lorentz a unui câmp magnetic limitează ionii din interiorul Penning capcană pe o orbită specifice. Deoarece nu există nici o forţă în direcţia de liniile de camp magnetic, adică în direcţia axială, o tri-dimensională de naştere este obţinut printr-o suprapunere de câmpul magnetic, cu un potenţial static slab cuadrupolar electrice. Ecuaţiile de mişcare pentru un ion în potenţialul din care rezultă descrierea unei o traiectorii formata din cele trei independente armonizeaza oscilaţii ca în Fig. 4b: magnetron (f-),modificate ciclotron (f+) (Ambele radial) şi frecvenţa axial (fz) [15]. Notă, suma frecvenţelor a celor două mişcări radial, f-+f+=fc . Este egală cu frecvenţa ciclotron şi, prin urmare, egală cu frecvenţa revoluţiei de un ion cu sarcină q şi masă m într-un câmp magnetic B pură: fc=1/2π*qB/m; Frecvenţa ciclotron poate fi determinată de către aşa-numitul "timp-de-zbor” ca metoda de rezonanţă yclotron. În caz de o excitaţie rezonant radial a energiei majorărilor de ioni, rezultând într-un timp redus de zbor la detector. Motivul este că în timp ce trece prin puterea gradientul câmpului magnetic de energie radială a ionilor este convertită în energie axiala. Câştigul maxim de

energie şi, astfel, cel mai scurt timp a rezultatelor de zbor pentru fHF=fc .

Prin urmare, atunci când măsurarea timpul de zbor în funcţie de frecvenţa excitaţiei o găseşte un caracteristic de rezonanţă (fig. 5). Frecvenţa centrală a rezonanţei determină frecvenţa ciclotronică şi, astfel, în conformitate la ecuaţia. (1) masie de ioni de interes, cu condiţia ca magnetul prin intensitatea câmpului sa fie cunoscut. În acest scop, înainte şi după realizarea măsurarii, procedura este de asemenea, efectuata cu un ion adecvat binecunoscut pentru masa de calibrare. [15]. Recent, mai multe nuclee care sunt relevante pentru procesul R ar putea fi măsurate cu mare precizie la ISOLTRAP. Acestea includ în jurul valorii de maseînchiderea coajii N = 50 (de ex. 80Zn şi 81Zn) şi N = 82 (e. g. 132Sn şi 133Sn), în cazul în care un profită de faptul că procesul R se apropie de nuclee stabile (vezi Fig. 2) [19]. Fig. 5: timp-de-zbor ciclotronic cu curba de rezonanţă a unei scurte durate de radionucleoizi 132 Sn, cu un timp de înjumătăţire de 39.7s. O a doua metodă, foarte eficienta pentru masuratorile pe masă a radionucloizilor este spectometric fata de masa într-un inel de depozitare (fig. 6). În acest caz, câmpurile electrice şi magnetice sunt folosite pentru cele tri-dimensionale. Depozitele de ioni şi masele sunt determinate de la revoluţie si frecvenţă în ring. Relaţia dintre frecvenţă revoluţi, raport m / q şi n viteza de circulatie diferite au ioni într-un inel de stocare care este dat de: Δf/f=-1/Y2

t*[Δ(m/q)/(m/q)]+(Δv/v)*(1-Y2/Y2t) (2) Γ cantitate este factorul Lorentz a

ionilor şi γ T este un ion-optic parametru de inel de stocare. Pentru o relaţie lipsită de ambiguitate între frecvenţa de revoluţie şi de masă, al doilea termen pe partea dreaptă a ecuaţiei. (2) trebuie să fie anulat. Două metode complementare se aplică pentru a realiza acest lucru. În cazul metodei de spectrometrie de masă Schottky (Fig. 6) de electroni de răcire se aplică, astfel încât Δν / ν → 0 [20]. Frecvenţa este măsurată printr-o analiză „zgomot Schottky”, adică la fiecare întoarcere tarifele induse oglindă a ionilor care circulă pe două electrostatice electroizii sunt monitorizati şi amplificati. Semnal Fourier transformat ofera frecvenţei şi respectiv masei spectrului de frecvenţe (fig. 7). Depozitarea simultană a fost cunoscuta de etalonarea spectrului de frecvenţe şi a maselor necunoscute care permit măsurarea până la câteva sute de nucleoizi cu o incertitudine de câteva 10 la -7 într-un singur experiment. Deoarece electronii de răcire au nevoie de timp, această metodă poate fi aplicată doar pentru nucleoizi cu jumătatea ordinului de secunde sau mai mult. Pentru a depăşi această aplicare, metoda ceva mai puţin precisă. De spectrometrie de mase izocrone au fost utilizate cu succes. În acest caz, inelul de depozitare este exploatat într-un mod izocronic în cazul în care γ = γ

[21], astfel încât frecvenţa orbita de ioni stocate este independentă de viteza lor şi termenul de dreapta în ecuaţia. (2) anulandu-se. Această tehnică permite determinarea masei de radionucleoizi cu vieti cât mai scăzute ca o milisecunda sau chiar mai putin. Pentru detectarea ionilor si a circulatiei folosim în deschidere inelul şi electronii secundari la care sunt produse la orice trecere a unui ion iar prin folie suntdetectate. Ionii circulă de obicei, la câteva sute sau la câteva mii de ori din inelul de stocare cu un timp de revoluţie de aproximativ 0,5 microsecunde. Măsurători de precizie a maselor nucleare sunt de o importanţă pentru înţelegerea proceselor nucleare în stele şi supernova exploziei şi originea elementelor chimice in natura. În total, masele de aproximativ 1000 de scurtă durată a radionucleoizilor au fost măsurate până în prezent cu ajutorul capcanei Penning şi inelului de stocare Masa in pectrometri [2,15]. Acest progres imens în fizica nucleară, care a avut deja un impact asupra modelelor astrofizice, nu numai progresele necesare în tehnici de măsurare, dar şi în producţia nucleelor instabile exotice puternic radioactive. Fig. 6: Circumferinţa de inel de stocare este de aproximativ 110 m. Pentru Schottky spectrometrie de masă cu toati ionii răciti până la viteza medie a electronilor de răcire. În cazul în care spectrometria de masă izocronica de răcire nu este implicata, ionii au viteze diferite. Neutroni bogati şi de scurtă durată izotopi aproape de calea de r-proces de staniuau fost deja produse şi masele au fost măsurate cu o acuratete fara precedent intr-o capcana Penning. Cu această metodă mai multe nucleoide în procesul de R sunt la îndemână pentru măsurători precise în masă în viitorul apropiat. În ciuda acestui progres enorm majoritatea de nuclizi care sunt importanti pentru nucleosinteza stelara nu pot fi produse şi măsurate cu ajutorul instalaţiilor de curent. Din acest motiv noi instalaţii de cercetare de producţie fără precedent, cu izotopi sunt planificati sau în construcţie, de exemplu, SPIRAL2 la GANIL, Franţa, CORECTE la GSI din Darmstadt,. Această nouă generaţie de instalaţii este destinata să producă cea mai mare parte a nucleoizilor care participă la procesul astro-fizic cu rate de producţie suficiente pentru durata de viaţă.Împreună cu progresele de aşteptate în astronomie, teste detaliate experimentale de r-proces vor fi posibile in următorul deceniu şi va oferi noi perspective înoriginea elementelor grele în natura.

Concluzia personala

Din acest referat am ramas impresionat inca din primele randuri cu intrebari de genu: De ce soarele este format in principal din hidrogen si heliu ? sau De ce exista elemente grele si cum au luat fiinta? Mai tarziu am aflat de Procesul R care este implicat in multe elemente din acest referat.Masele nucleare joacă un rol deosebit de important pentru înţelegerea R-procesului[7]. Cele mai moderne r-procese prezic că r-procesul are loc la mar temperaturi cum ar fi un miliard de grade sau mai mult. La astfel de temperaturi ridicate fotonii poat excita nucleele, astfel încât acestea emit neutroni.Astfel de reacţii de fotodezintegrare poate contracara rapid captura neutronului. Nucleul maselor, prin urmare, determină în mare măsură calea r-procesului de lagraficul de nuclizi. R-procesul este responsabil pentru aflarea elementelor grele dincolo de fier. Elemente cum ar fi europiu, aur, platină, uraniu sau sunt în principal produse în procesul R.

1. „capcane Penning” = dispozitive pentru depozitarea de particule incarcate cu ajutorul unui câmp magnetic static omogen şi un câmp electric static spatial neomogen.

2. „R-proces”= R-proces este un proces de nucleosinteza.