Advertisement

Il Nuovo Cimento A (1965-1970)

, Volume 35, Issue 2, pp 211–220 | Cite as

Thermally induced particle emission as possible formation process of β+-nuclei

  • H. G. Kruse
Article

Summary

We investigate the possible production of the neutron-poor heavy nuclei (essentially the p-nuclei in the nomenclature of Burbidgeet al.) in a short-time «disintegration process» at high temperatures, followed by β+-decay. In order to obtain an abundance distribution which shows good agreement with the empirical data, an initial abundance distribution of «seed nuclei» which consists of all other abundance components is possible. A temperatureT0 ofkT0 ≈ 550 keV must have prevailed for a time as short as 10−8 s.

Термически индуцированная змиссия частиц как воэможный процесс обраэования β+-ядер

Реэюме

Мы исследуем воэможное обраэование тяжелых ядер с недостатком нейтронов (особенно р-ядер в номенклатуре Бурбиджа и др.) в « процессе расше-пления » с малым временем при высоких температурах, с последуюшим β+-распа-дом. Для получения распределения распространенности, которое обнаруживает хорощее согласие с змпирическими данными, окаэывается воэможным испольэо-вать начальное распределение распространенности « эатравочных ядер », которое согласуется со всеми другими компонентами распространенности. ТемператураT0 (kT0≈550 KзB) должна превалировать для времен короче 10−8 с.

Riassunto

Si indaga sulla possibile produzione di nuclei pesanti poveri di neutroni (essenzialmente i nuclei p della nomenclatura di Burbidgeet al.) in un «processo di disintegrazione» a tempo breve ad alta temperatura e seguito da decadimento β+. Allo sbopo di ottenere una distribuzione di abbondanze che si mostri in buon accordo con i dati empirici, è possibile una distribuzione iniziale di abbondanza di «nuclei di inseminazione» che consista di tutti gli altri componenti di abbondanza. Per un tempo di soli 10−8 s deve aver prevalso una temperaturaT0 dikT0 ≈ 550 keV.

Preview

Unable to display preview. Download preview PDF.

Unable to display preview. Download preview PDF.

References

  1. (1).
    E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler andF. Hoyle:Rev. Mod. Phys.,29, 547 (1957).CrossRefADSGoogle Scholar
  2. (2).
    K. Itô:Prog. Theor. Phys.,26, No. 6 (1961).Google Scholar
  3. (3).
    D. Clayton:Phys. Rev.,140, B 1433 (1965).Google Scholar
  4. (4).
    H. E. Suess, H. D. Zeh andH. D. Jensen: Heidelberger Akad. der Wissenschaften, 3. Abhandlung (1967).Google Scholar
  5. (5).
    J. H. E. Mattauch:Nucl. Phys.,67, 12 (1965).Google Scholar
  6. (6).
    P. A. Seeger:Nucl. Phys.,25, 1 (1961).CrossRefGoogle Scholar
  7. (7).
    G. T. Garvey, W. J. Geraces, R. L. Jaffe andI. Talmi:Rev. Mod. Phys.,41, No. 4, Part II (1967).Google Scholar
  8. (8).
    I. Shapiro:Phys. Rev.,90, 171 (1953).CrossRefADSGoogle Scholar
  9. (9).
    V. Benzi andM. V. Bortolani:Nuovo Cimento,38, 216 (1965).CrossRefGoogle Scholar
  10. (10).
    V. Benzi andM. V. Bortolani:Conference on Nuclear Data for Reactors (Paris, 1966).Google Scholar
  11. (11).
    R. L. Macklin andI. H. Gibbons:Rev. Mod. Phys.,37, 166 (1965).CrossRefADSGoogle Scholar
  12. (12).
    R. L. Macklin andI. H. Gibbons:Astrophys. Journ.,149, 511 (1969).MATHGoogle Scholar
  13. (13).
    B. J. Allan, J. H. Gibbons andR. L. Macklin:Advances in Nuclear Physics, Vol.4, edited byM. Barenger andE. Vogt (New York, N. Y., 1971), p. 205.Google Scholar
  14. (14).
    J. P. Amiet andH. D. Zeh:Zeits. Phys.,217, 485 (1968).CrossRefADSGoogle Scholar
  15. (15).
    H. E. Suess andH. D. Zeh:Astrophys. Space Sci.,23, 173 (1973).CrossRefADSGoogle Scholar

Copyright information

© Società Italiana di Fisica 1976

Authors and Affiliations

  • H. G. Kruse
    • 1
  1. 1.Institut für Theoretische Physik der Universität HeidelbergHeidelberg

Personalised recommendations