Beta çürümesi, atomik çekirdeklerin en dönüştürücü süreçlerinin biri olarak duruyor, atomik nükleponsiyonların protonlara veya tersine dönüştürerek aşırı enerji harcadığını yönetiyor.Bir yüzyıldan önce atomik çekirdeği anlayışımızı yeniden şekillendirirken, bu da laboratuvarın çok ötesine geçiyor.

Beta Decay'yi Anlayın: Temeller

Onun özünde, beta çürümesi bir beta parçacığının (birikon veya proton) bir araya gelmesiyle, atom sayısını son derece kısa aralıklarda değiştirerek, tüm kuzenlerin tadı ile birlikte, beta çürüme oranına eşlik eder.Bu reaksiyonların yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaşlar.

Beta-Minus, Beta-Plus ve Electron yakalama

Beta demin üç birincil çeşidi doğanın içinde gözlemlenir, her biri farklı ürünler ve astrofizik roller:

  • [FONT:0)Beta-minus ( ⁇ ) çürümesi: Bir nötron (n) bir protona (p+) ya da bir elektron antineutrino ( ⁇ e) ile bir elektronun ( ⁇ e) bu işlem atom sayısını bir kez arttırır ve nötron-rich izotoplar için baskın çürük modudur. Örneğin, karbon-14'u ⁇ emisyon yoluyla çürütür, radyokarbondan tanıdık bir tepki.
  • [0]Beta-plus (Fes+) çürümesi: ) Bir proton bir nötron haline dönüşür, bir pozitron (e+) ve bir elektron ⁇ ( ⁇ e) Bu işlem atom sayısını bir ve proton-zengin nüshası ile azaltır.
  • [FONT:0]Electron yakalama (EC): Bir içsel elektronun nükleikte bir proton tarafından yakalanır, bir nötrona dönüştürülmesi ve elektronun elde edilmesi, özellikle de brütüre sahip olmayan elektron yakalaması, özellikle de yüksek elektronların elde ettiği ağır çekirdeklerde.

Enerji Spectrum ve Neutrinos

Alfa ve kumar da tersine, ki bu, parçacıkların ayrı enerjilerle üretmesi, beta çürümesi, yayılan beta parçacığı için sürekli bir enerji spektrumu sağlar.Bu puzlama gözlemi, Wolfgang Pauli'nin 1930 yılında varlığını ortaya çıkarması için çok önemliydi - neredeyse tamamen yok edici, ilişkili nükleer parçacık.[Dönemli)[Dönemli)[değiştir | kaynağı değiştirmiş olan, ancak tüm enerji ve uzay deneyleri arasında paylaşılan bir deney ile birlikte, tüm enerji ve agular ivmesi ile birlikte, son derece zayıf bir şekilde serbest bırakıldı.

Beta Decayt'in Kanıtları

Birkaç beta-decaying izotoplar anahtar korometreler, izrs ve enerji kaynakları astrofizikte hizmet eder:

  • [FONT=0)Carbon-14 (14C): ⁇ yarı yaşamla 5730 yıl boyunca çürümektedir.
  • [0]Pyumal-40 (40K): [Dönetici: 1 ) Dünya atmosferinde uzun ömürlü bir izotop (yarı ömrü 1.25 milyar yıl) ve elektron yakalama (% 11) ile çürümesi (% 10) ve elektron iç ısının büyük bir kaynağıdır.
  • [FONT:0)Iron-56 (56Fe) ve Nickel-56 (56Ni): ) Innovae, radyoaktif nikel-56, α+ ile kobalt-56 ve sonra patlamadan sonra gözlemlenen ışık eğrileri güçleniyor.

Beta çürük mekanizmaları ve enerjikleri hakkında ayrıntılı bir referans için, ESFLT:0) Georgia State Üniversitesi'nde () mükemmel bir giriş sunuyor.

Beta Decay in Stellar Evolution

Yıldızlar, hayatlarının çoğunu hidrojeni helium içine sokmuş dev nükleer reaktörlerdir, ancak temel hidrojenlerini tükettikleri için, daha ağır elementleri kullanmaya başlarlar ve beta çürümeleri giderek daha önemli hale gelir.

Main Sequence and the Proton-Proton Chain

Güneş gibi düşük kütleli yıldızlarda, hidrojen yanması öncelikle proton-proton (pp) zincirle devam eder. İlk adım - iki protonun füzyonu bir deuteronya - Güneş'in ışıksızlığı çok farklı olurdu.Bu zayıf etkileşim, Güneş'in ilk aşamasına kadar yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş yavaş

Gelişmiş Yanım Aşamaları

Yıldızlar hidrojenin yakılmasının ötesinde geliştikçe, helium karbon ve oksijene dönüşürler, sonra karbon, neon ve silikon başarılı aşamalarda.Bu aşamalarda beta, nötron-rich ve proton-zengin izotopların yaratılmasını belirler. Örneğin, silikon yanı sıra, daha sonra süpernova ışık eğrileri.

Core Collap ve Supernovae

Büyük bir yıldız (≥8 güneş kütleleri) nükleer yakıtını tükettiğinde, demir çekirdeği artık füzyon yoluyla enerji üretemez.Ana sözleşmeleri, atomik bir çekirdeğin ötesine geçer ve önemli bir plazmadan elektron dejener baskısını azaltır.

Neutron Yıldızlar ve Pulsars

Bir süpernovadan sonra kalan nötron-zengin madde, yaklaşık olarak Güneş'in kütlesi 20 km yarı yarıya sıkıştırıldı. İlk saniye sonra, yıldız, yüzeysel bir ısının altından gelen elektron yakalama ve nötron emisyonlarının ısıtılmasıyla ısıtılmasıyla ısınıyor.[Dönemli bir şekilde ısınıyor ve çürük yıldızlara bağlı olarak, yüksek çözünürlükte bir sıcaklık artışı sağlıyor).

Element Formasyon ve Beta Decay'nin Rolü

Neredeyse demirden daha ağır elementler, yıldızlardaki nötron yakalama süreçleri ile üretilir ve beta çürümesi, bir nötronun yakalanmasından sonra bir elementi başka bir şekilde dönüştürdüğü kritik mekanizmadır.(Dönemli tablo, nötron damla hattında sona erecektir, çünkü [Dönemli, uzun ömürlü olmayan] bir şekilde, iki ana nötron-kapı yoldaki patojeni – yavaş ()

ssProcess: Slow Neutron AGB Stars'da Yakalandı

Bu nedenle hassas bir atomik strüktür (AGB) yıldızlar, ince bir kabukta yakılan helium, cm ile sönüllü (D) 0,3) s.

Rücelal: Hızlı Neutron Exp-ekonif Ortamlarda Yakalanıyor

Aksine, travmatik sistemler, aşırı derecede yüksek nötron arıları ile ortamlarda meydana gelir (≥10[Dön:0)20[Dönetici: 1 cm – 3), nötron yıldızı birleşmeleri veya bazı süpernovatif patlamalar gibi, çekirdekler birkaç saniye içinde, çok fazla beta (78Pt) ve uranyumun son derece zayıf yönleriyle doğrulanmıştır.

PProcess: Proton-Rich Nuclei ve Photodisintegration

Optik koskopların daha küçük bir kısmı (yaklaşık 35) ►FLT:0)p-işlem[Döneticileri) nüklepereler, ki bu betaların son derece düşüktü. Örneğin, pişlevler için, pişlevler için, yüksek çözünürlükte bulunan güneş devreleri ile ilgili olarak, %2,3 oranındaki yüksek çözünürlükte bulunur.

Beta Decay, Nucleosynthesis'te Şişenck olarak

Her ikisinde de s- ve r-işmanlar, nötron yakalamanın hızı son bol miktardaki deseni belirler. Betagram'ın yavaş olduğu nükleer grafiğin bölgeleri yavaştır - yani beta yavaş yavaştır ve nötron kapanış noktaları): 0,1 puanlar – bir kütle, 80.000'e kadar telaffuz edilir ve bu noktaların tam olarak kapatılması için bu noktaların tıklanır.

[0]Nobel Ödülü web sitesi[[Dönetici:0] [Döneticileri, doğrudan süpernova ve Güneş'ten beta çürüklerin anlayışını etkileyen ⁇ salınımlarının keşfine genel bir bakış sunar.

Modern Astrofizikte İnanılmazlık

Beta çürümesi sadece bir laboratuvar fenomen değildir; modern astrofiziklerin temel taşıdır. beta çürüklerin ölçümleri ve tahminleri yıldız evrimi, süpernova patlamaları ve nötron yıldızı devlet denklemi. Dahası, beta çürüme sırasında ortaya çıkan ⁇ ler, yıldız içleri ve patlayıcı olaylara eşsiz bir gözlemsel pencere sağlar.

Solar Neutrino Fizik ve Oscillation

Güneş ⁇ problemi - tahmin edilen ve gözlemlenen fluxes arasındaki kalıcı bir ayrım - Standart Model ve ötesindeki her iki nükleer deneyde değerlendirilmesi gerekir.

Nükleer Fizik Stellar Modelleri için Giriş

Güvenilir yıldız evrimi ve nükleosinthesis hesaplamaları, özellikle de nötron-zengin izotopları için doğru beta çürüklükleri gerektirir.Bu fiyatlar ABD'de elektron kesiklerinin zaman evrimi, RIKEN'de ısıtma oranı ve ISOLDE'de -sonuçtan gelen enerji bütçesi, örneğin betaTD'nin ölçümlerini beklemek gibi.

Neutrinoless Double Beta Decay ve Beyond

Yıldız fiziğindeki rolünün ötesinde, beta çürümesi, standart modelin ötesinde hassas bir fizik araştırmasıdır. Aramayı alışkanlıksız iki beta çürütüğünü açıklar). (0 ⁇ ) GERÇEĞİ (A Majorana parçacığı) Gözlemlenen nükleer yapı teorisinin, doğrulanmış bir şekilde, temel beta modelleri için temel bir şekilde çürüksüzlüğün temeldeki adımların belirlenmesi gibi temel bir şekilde değerlendirilmesi anlamına gelir.

Beta Decay ve Cosmos arasındaki Sürekli Diyalog

Bir ölmekte olan yıldızın, nötron yıldızlarının felaket birleşmesi için, beta çürük elemental dönüşümler her astrofiziksel ölçekteki zayıf etkileşim, güçlü nükleer güçle karşılaştırıldığında, her bir rafine hesaplama, yıldızları tanımlayan modeller, gezegendeki son dağılımı, yeni nesilleri ve gezegendeki her bir beta birikimini bozacak olan süpernovatif gözlem ve deneyi ile yeniden tanımlanacaktır.

Daha fazla okuma için, [[Doğa:0) nötron yıldızı birleşme nükleosynthesis) üzerinde makale, beta çürük güçlerin kilonova ve ağır element bolluğunun nasıl iyi bir genel bakış açısı sağlar.