Астронет > Ядерная астрофизика

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Ядерная астрофизика

Ю.Э.ПЕНИОНЖКЕВИЧ

Московский инженерно-физический институт

Представлены некоторые проблемы эволюции Вселенной, нуклеосинтеза и космохронологии с точки зрения физики ядра и элементарных частиц. Проводится сравнение процессов, происходящих во Вселенной, с механизмами образования и распада ядер, а также их взаимодействия при высоких энергиях. Даны примеры, показывающие возможности методов ядерной физики в исследовании Вселенной.

Исследования законов микромира, которыми занимается ядерная физика, в последнее время помогли существенно расширить наши представления о явлениях, происходящих в макромире - нашей Вселенной, внесли огромный вклад в разработку астрофизических и космологических теорий. Прежде всего это касается модели расширяющейся Вселенной, эволюции звезд и распространенности элементов, а также свойств различных звезд и космических объектов: “холодных”, нейтронных, черных дыр, пульсаров и др. Не претендуя в короткой статье на полное изложение всех проблем космологии, остановимся лишь на тех, которые имеют, на наш взгляд, много общего со свойствами ядерной материи, проявляющимися при ядерных взаимодействиях.

Модель расширяющейся вселенной

В 1965 году при наладке радиотелескопа было случайно обнаружено существование изотропного “шума”, который был отождествлен с тем, что сейчас называют реликтовым излучением, то есть излучением, равномерно распределенным по небесной сфере и по интенсивности соответствующим тепловому излучению абсолютно черного тела при температуре ~ 3 К. Это наблюдение имело очень важное значение для космологии, так как ранее Дж. Гамовым было предсказано теоретически существование подобного излучения в рамках модели, опирающейся на закон Хаббла: красное смещение излучения, испускаемого галактиками, пропорционально удаленности от этих галактик. Если объяснять такое смещение эффектом Доплера, то это приводит к картине расширяющейся Вселенной, в которой галактики “разлетаются”. Если экстраполировать эту ситуацию назад в прошлое, то можно прийти к заключению, что в прошлом скорость расширения была больше, а плотность Вселенной выше, чем сейчас. Насколько же далеко в прошлое мы вправе проводить подобную экстраполяцию? Очевидно, это можно делать до той эпохи, когда вся Вселенная была сжата в точку. Согласно оценкам, это было около 10 млрд лет назад. Полагают, что именно в эту эпоху и возникла наблюдаемая ныне Вселенная, причем возникла в чудовищном взрыве. Большой взрыв, как его называют, положил начало не только Вселенной, но и всем известным физическим понятиям, включая понятие пространства и времени. Здесь уместно напомнить, что впервые решение задачи связи пространства и времени было осуществлено А. Эйнштейном на основе созданной им специальной теории относительности. Эта теория позволила объяснить ряд проблем в динамике движущихся сред, связанных с неудачными попытками обнаружить движение Земли относительно эфира. Созданная Эйнштейном общая теория относительности была впоследствии полностью подтверждена опытами и легла в основу таких наук, как астрофизика, ядерная физика, ускорительная техника и др.

Некоторые авторы [1] рассматривают эволюцию Вселенной как смену четырех последовательных эр, в результате которой, согласно новейшим моделям, она пришла к своему теперешнему состоянию ( $\rho \approx$ 10^-30 г/см³, Т = 3 К) (рис. 1).

Рис. 1. Связь температуры, энергии, размеров, плотности и времени, существовавшая в ранней Вселенной. Нижняя часть схемы показывает кварковый и лептонный состав материи

В этих моделях предполагается, что Вселенная ведет себя как абсолютно черное тело, температура и плотность которого очень высокие (плотность его больше ядерной 10¹⁵ г/см³, а температура выше 1 ГэВ (=10¹³ К)). Излучение этого абсолютно черного тела состоит из известных адронов, лептонов и фотонов (см. Приложение 1) и происходит до тех пор, пока температура выше, чем масса самого легкого из адронов, то есть p-мезона ( $m_{\pi} с^2 \approx$ 140 МэВ, температура 1,6 $\cdot$ 10¹² К). Это соответствует адронной эре, продолжительность которой составляет примерно 10^-4 с. К концу ее плотность сравнима с плотностью ядерного вещества.

Когда температура становится ниже 100 МэВ (10¹² К), адроны еще остаются, но уже не могут рождаться спонтанно в излучении абсолютно черного тела. Теперь излучение состоит главным образом из лептонов и фотонов, и так остается до тех пор, пока температура выше порога рождения пары $\gamma \rightarrow$ е⁺ + е^-, то есть примерно 1 МэВ. Охлаждение от 100 до 1 МэВ занимает около 1 с. Это время соответствует так называемой лептонной эре, к концу которой плотность становится 10⁴ г/см³.

При температуре ниже 1 МэВ лептоны хотя и существуют как частицы, но уже не могут спонтанно рождаться в излучении абсолютно черного тела. Теперь излучение состоит преимущественно из фотонов. Это начало радиационной эры, конец которой определяется моментом, после которого излучение (фотонное) существует отдельно от вещества (адронов и лептонов). Эта эра заканчивается примерно через 10⁶ лет после Большого взрыва.

Плотность вещества становится больше плотности излучения (плотности энергии фотонов) и увеличивается по мере расширения. Это соответствует звездной эре, которая продолжается до наших дней. В.Л. Гинзбург в книге [2] попытался достаточно наглядно описать проблемы расширяющейся Вселенной взаимодействием большого числа различных частиц: фотонов, электронов, нейтрино, мюонов, пи-мезонов, протонов, нейтронов и др. Стоит заметить, что этот подход является достаточно условным, так как мы до сих пор не имеем полного понимания физики элементарных частиц.

Основная проблема, с которой сталкиваются физики при попытке объяснить космологические явления, в том числе и расширяющуюся Вселенную, связана с сильным взаимодействием элементарных частиц. Сильные взаимодействия - это те силы, которые удерживают вместе нейтроны и протоны в атомном ядре. Радиус действия этих сил чрезвычайно мал (~ 10^-13 см). Даже в молекулах, ядра которых находятся на расстоянии 10^-8 см друг от друга, сильные взаимодействия между ядрами не дают никакого эффекта. Когда два протона подходят друг к другу достаточно близко, сильные взаимодействия становятся примерно в 100 раз больше, чем электрическое отталкивание, поэтому они удерживают атомные ядра от развала. Именно интенсивность сильных взаимодействий делает их значительно более трудными для математического анализа, чем электромагнитные взаимодействия. Вклады разного типа взаимодействия между нуклонами символически изображаются фейнмановскими диаграммами, с помощью которых физики пытаются учесть все взаимодействия. Проблема, заключающаяся в сложности расчета вероятностей процессов, включающих сильные взаимодействия, была основной причиной, сдерживающей развитие физики элементарных частиц в последнее время. Однако не все процессы включают сильные взаимодействия. Эти взаимодействия испытывают лишь частицы, известные как адроны. Сюда входят ядерные частицы и пи-мезоны, а также другие нестабильные частицы, такие, как К-мезоны, эта-мезоны, лямбда-гипероны и др. Лептоны (нейтрино, электроны и мюоны) легче адронов и в отличие от последних не чувствуют сильных взаимодействий.

При температуре ниже 10¹² К (лептонная эра) единственными частицами, присутствующими в больших количествах, были лептоны и фотоны, взаимодействиями между которыми можно было пренебречь. Другая ситуация соответствовала более высоким температурам (адронная эра), когда в больших количествах имелись адроны и антиадроны. В физике элементарных частиц существуют несколько различных моделей, с помощью которых пытаются объяснить свойства адронов. Одна из них предполагает, что не все частицы одинаковы, некоторые действительно элементарны, а все остальные состоят из простых комбинаций элементарных частиц. Считается, что элементарными частицами являются фотон и все известные лептоны. Однако адроны не являются элементарными частицами. Они состоят из более фундаментальных частиц - кварков. Кварки бывают различных типов, или ароматов, такие, как верхний, нижний, странный, очарованный (см. Приложение 1) Более того, каждый аромат кварка бывает трех различных цветов: красного, белого и голубого.

Если идея кварков правильна, то в этой концепции можно объяснить физику ранней Вселенной. Экспериментально при столкновениях электронов с ядерными частицами было показано, что сила между кварками чрезвычайно мала, когда кварки находятся близко один к другому. Таким образом, при некоторой температуре (около нескольких тысяч миллиардов градусов) адроны разбиваются на составляющие их кварки, так же как атомы разбиваются на электроны и ядра при нескольких тысячах градусов, а ядра разбиваются на протоны и нейтроны при нескольких тысячах миллионов градусов. Тогда в ранние времена Вселенную можно рассматривать как состоящую из фотонов, лептонов, антилептонов, кварков и антикварков, причем каждая разновидность частиц представляет собой еще один тип излучения. Между тем, несмотря на успешное описание многих явлений, в том числе и в космологии, кварковая модель однозначно не подтверждена, так как до сих пор невозможно разбить любой адрон на составляющие его кварки, даже с помощью современных ускорителей самых высоких энергий.

Все, что было сказано выше, относится к возможной интерпретации расширения Вселенной на основе сильных взаимодействий элементарных частиц. Между тем одним из наиболее интересных следствий современной теории элементарных частиц является то, что Вселенная могла испытать фазовый переход из одного состояния вещества в другое. И этот фазовый переход связан с другим классом короткодействующих взаимодействий - слабым взаимодействием. Слабые взаимодействия в ядерной физике ответственны за определенные процессы радиоактивного распада (например, $\beta$ -распада свободного нейтрона) или за любую реакцию, включающую нейтрино. (За создание этой теории были удостоены в 1979 году Нобелевской премии по физике С. Вайнберг, А. Салам, Ш. Глешоу.) Развитие этой теории позволило также сделать важные выводы по проблемам, относящимся к изучению ранней Вселенной.

Нуклеосинтез

Начальный этап нуклеосинтеза

Как уже отмечалось, важную роль в ранней Вселенной играло излучение. Это излучение имеет тепловой спектр, и его интенсивность U можно характеризовать температурой Т согласно соотношению U = aT⁴, где а - постоянная излучения. По мере продвижения к начальному этапу температура излучения растет по закону Т = Т_р(1 + Z ), где Т_р - температура излучения сегодня и Z - величина, соответствующая красному смещению.

Для раннего периода, когда излучение доминировало, из уравнений Эйнштейна следует простое соотношение между температурой Т и временем t, прошедшим с момента Большого взрыва:

$T=\alpha \frac{10^{10}}{\sqrt{t}}$ K.

Время t здесь выражено в секундах, а температура Т - в кельвинах. Постоянная $\alpha$ имеет величину порядка единицы и зависит от состояния вещества и излучения во Вселенной. Если положить $\alpha$ = 1, то, согласно этому соотношению, спустя 1 с после Большого взрыва температура излучения во Вселенной была 10¹⁰ К. При такой температуре в ранней Вселенной, состоящей из электронов, позитронов, нейтрино, антинейтрино, нейтронов, протонов и фотонов, могли образоваться различные ядра, начиная с дейтонов и кончая гелием. Более тяжелые ядра, такие, как ядра углерода, кислорода и т.д., могли синтезироваться лишь в ходе термоядерных реакций в звездах. Причина этого заключается в том, что есть некоторый интервал неустойчивости легких ядер, расположенных около ядра лития, и этот интервал не удается преодолеть в ходе первичного нуклеосинтеза. Поэтому синтез в раннюю эпоху останавливается на стадии образования гелия.

Полагают, что одной из первых реакций, приводящей к образованию тяжелых ядер, является реакция

n + p $\rightarrow \alpha + \gamma$ .

Как показали расчеты, эта реакция идет при температуре Т = 9 $\cdot$ 10⁹ К, что соответствует соотношению нейтронов и протонов во Вселенной N_n / N_p = 0,2 и времени ~ 3 с. При этих условиях дейтерий образуется в достаточном количестве для производства ядер с массой 3 в реакциях

d + n $\rightarrow$ ³H + $\gamma$ ,

d + p $\rightarrow$ ³Hе + $\gamma$

или

d + d $\rightarrow$ ³H + p,

d + d $\rightarrow$ ³Hе + n

и окончательно ⁴Не может образоваться в результате реакций

³H + p $\rightarrow$ ⁴Не + $\gamma$ ,

³Hе + n $\rightarrow$ ⁴Hе + $\gamma$ .

Так как не существует стабильной массы 5, то ⁴Не является последним ядром в начальном этапе нуклеосинтеза. В принципе он мог бы образовать более тяжелые ядра (А = 7) в результате реакций:

⁴Не + ³H $\rightarrow$ ⁷Li + $\gamma$ ,

⁴Не + ³He $\rightarrow$ ⁷Bе + $\gamma$ ,

но кулоновский барьер для этих реакций около 1 МэВ, тогда как ядра при температуре Т = 9 $\cdot$ 10⁸ К имеют кинетическую энергию только 0,1 МэВ.

В работе [3] приводятся в хронологическом порядке события, которые происходили во Вселенной начиная с момента 10^-2 с после ее рождения.

Из табл. 1 видно, что процессы образования ядер прекращаются при t = 35 мин, когда температура Вселенной падает до 3 $\cdot$ 10⁸ К. Это означает, что протоны и нейтроны уже не сливаются, образуя более тяжелые ядра. Следующий этап осуществляется, когда возраст Вселенной достигает 7 $\cdot$ 10⁵ лет и температура падает до 3000 К. При такой температуре химическая энергия связи атомных ядер и электронов достаточно высока, чтобы удержать их вместе в виде нейтральных атомов. В эту эпоху происходит образование водорода и гелия. На этом завершается этап первичного нуклеосинтеза. Более тяжелые ядра образуются уже в результате процессов, связанных с эволюцией звезд.

Таблица 1. Первичный нуклеосинтез

Возраст Вселенной	Температура, К	Состояние и состав вещества
10^-2 с	10¹¹	n, p, е-, e+, n, в тепловом равновесии; n и p в одинаковом количестве
10^-1 с	3 $\cdot$ 10¹⁰	Те же частицы, что и выше, но отношение числа нейтронов к числу протонов n : p . 3 : 5
1 с	10¹⁰	n, отделяется от остальных частиц; е-, е+ начинают аннигилировать; n : p . 1 : 3
13,8 с	3 $\cdot$ 10⁹	Начинается образование D и ⁴Не; исчезают е-, е+; есть также свободные n и p
35 мин	3 $\cdot$ 10⁸	Фиксируется количество D и ⁴Не по отношению к числу протонов и электронов;⁴Не / Н ~ 22-28% (по массе)
7 $\cdot$ 10⁵ лет	3 $\cdot$ 10³	Химическая энергия связи становится достаточной, чтобы образовались устойчивые нейтральные атомы. Теперь Вселенная прозрачна для излучения. Вещество начинает доминировать над излучением

Обозначения: n - нейтрон, p - протон, е^- - электрон, е⁺ - позитрон, n - нейтрино, - антинейтрино, D - дейтерий, Н - водород, Не - гелий.

Звездный нуклеосинтез

В процессе эволюции Вселенная постоянно обогащается все более тяжелыми химическими элементами. Распространенность химических элементов во Вселенной определяют разными способами - по спектру излучения звезд, путем элементного анализа земных и космических образцов (метеоритов, лунных образцов). Полученная таким образом кривая распространенности элементов показана на рис. 2. Кривая имеет максимумы для группы кремния и группы железа, после чего кривая распространенности распадается на две ветви: одна включает нейтронообогащенные изотопы и характеризуется тремя двойными пиками вблизи магических чисел N = 50, 82 и 126, а вторая включает менее распространенные протонообогащенные изотопы.

Рис. 2. Кривая распространенности элементов. Красная кривая с двойными (r- и s-) пиками соответствует нейтроноизбыточным изотопам, зеленая (p) - протонообогащенным

Одной из ступеней нуклеосинтеза являлось образование ¹²С. Как было показано, углерод может быть образован в результате реакции

⁴Не + ⁸Be $\rightarrow$ ¹²C + $\gamma$ .

Однако ядро ⁸Be является нестабильным по отношению к распаду на две $\alpha$ -частицы и живет 10^-16 с. Между тем при температуре, близкой к 10⁸ К, и плотности порядка 10⁵ г/см² три ядра ⁴Не могут образовать ядро ¹²С в результате двухступенчатой реакции

⁴Не + ⁴He $\rightarrow$ ⁸Be + ⁴He $\rightarrow$ ¹²C + $\gamma$ ,

вторая часть которой носит резонансный характер. Эта реакция позволяет объяснить существование углерода, а с ним и других наблюдаемых изотопов. На каждой стадии слияния ядер, инициируемых взрывами внешней оболочки звезд, образуются всё более тяжелые ядра ⁴Не, ¹²С, ¹⁶О, ²⁸S, ⁵⁶Fe. При этом процессы образования сопровождаются и процессами распада этих ядер. В этом случае в наиболее благоприятных условиях находятся изотопы, имеющие наибольшую стабильность (энергия связи на нуклон максимальна). К таким относятся ядра в области А $\approx$ 60. Это объясняет повышение содержания ядер группы железа. Несколько иной механизм образования ядер тяжелее железа - это последовательные реакции радиоактивного захвата нейтронов элементами группы железа. Наличие двойных пиков в кривой распространенности элементов (рис. 2) свидетельствует о двух различных процессах захвата нейтронов - r- и s-процессах. Эти два процесса соответствуют различным нейтронным плотностям. В случае малых плотностей нейтронов (s(slow)-процесс) при радиационном захвате (A, Z ) + n $\rightarrow$ (A + 1, Z ) + $\gamma$ образуется изотоп с массой на единицу больше, чем масса ядра мишени. Если конечное ядро (A + 1,Z ) стабильно, то на нем также может произойти радиационный захват с образованием нового изотопа (A + 2,Z ). При малых потоках ядро (A + x,Z ) распадается раньше, чем поглотит нейтрон. В основном оно распадается путем $\beta$ -распада, в результате которого образуются новое ядро (A + x, Z + 1) или же целая цепочка ядер, заканчивающаяся на ядре, время жизни которого будет достаточно большим для того, чтобы произошел новый радиационный захват. Этот процесс повторяется многократно и приводит к образованию нейтронодефицитных ядер с массой до 200. После этого ядра с большой вероятностью делятся, что прерывает s-процесс. При больших плотностях нейтронов (r(rapid )-процесс) ядро (A + x,Z ) поглотит нейтроны раньше, чем распадется, и происходят новые радиационные захваты. Это происходит до тех пор, пока цепочка захватов не дойдет до изотопа с очень малым периодом полураспада, и мы придем к предыдущему случаю.

На рис. 3 показаны цепочки r- и s-процессов образования изотопов из ядра ⁵⁶Fe. Подтверждением существования r- и s-процессов является повышенное содержание изотопов при N = 50, 82 и 126. Экспериментально показано, что распространенность элементов обратно пропорциональна полным сечениям захвата нейтронов. Для ядер с магическими числами (50, 82, 126) это сечение на несколько порядков ниже, чем для других соседних ядер. С точки зрения ядерной физики этот результат является проявлением магических чисел. Для астрофизики это доказательство существования s-процесса.

Рис. 3. Цепочки быстрого и медленного захвата нейтронов (r- и s-процессы) для ядра ⁵⁶Fe. Точечные стрелками представлены альтернативные каналы образования ⁶⁵Сu

Было предсказано также существование оболочки с числом протонов Z = 114 и соответственно повышение стабильности сверхтяжелых ядер вблизи дважды магического ядра ²⁹⁸114 (114 протонов и 184 нейтрона). Расчеты, проведенные по оболочечной модели, показали возможность существования такого сверхтяжелого ядра с периодом полураспада до ~10⁸ лет. Хотя точность таких расчетов невелика и они скорее носят качественный характер, последние опыты по синтезу тяжелых изотопов 110-го элемента (²⁷²110) показали, что наблюдается повышение стабильности сверхтяжелых ядер по отношению к $\alpha$ -распаду [4], что является дополнительным подтверждением возможного существования сверхтяжелых ядер вблизи Z = 114. Вместе с тем активные поиски в природных объектах (космических лучах, материалах, лунных образцах, концентратах тяжелых химических элементов земных образцов) не дали положительного результата [5]. Сейчас готовится несколько экспериментов на ускорителях в Дубне и Дармштадте (Германия), направленных на искусственный синтез сверхтяжелых элементов в ядерных реакциях с тяжелыми ионами, но естественно с меньшими временами жизни. Таким образом, в ближайшее время, наверное, будет дан ответ на вопрос существования сверхтяжелых элементов.

Говоря о проблеме звездного нуклеосинтеза, нельзя также не упомянуть о некоторых процессах, происходящих в звездах и в том числе на Солнце, которые существенно меняют начальную распространенность элементов. В первую очередь это относится к так называемому CNO-циклу, в котором углерод, азот и кислород играют роль катализатора в образовании 4p $\rightarrow$ ⁴Не (рис. 4).

Рис. 4. “Холодный” и “горячий” CNO-циклы. Указаны периоды полураспада Т_1/2 для изотопов ¹³N, ¹⁴O,¹⁵O

Ядерная космохронология

Космохронология определяет время происходивших во Вселенной событий путем изучения изменения относительной распространенности изотопов с большими периодами полураспада. С этой целью исследуется содержание родительских и дочерних ядер с периодом полураспада, лежащим в интервале 10⁶-10¹⁰ лет.

Наиболее удобными для этого являются цепочки

[⁴⁰К (1,3 $\cdot$ 10⁹ лет) ⁴⁰Ar,

⁸⁷Rb (4,8 $\cdot$ 10¹⁰ лет) ⁸⁷Sr,

²³²Th (1,4 $\cdot$ 10¹⁰ лет) ²⁰⁸Pb,

²³⁸U (4,5 $\cdot$ 10⁹ лет) ²⁰⁶Pb].

Все эти изотопы образовались в результате r-процесса. Старейшие образцы земного и лунного происхождения, а также метеоритов имеют возраст до 4,55 Глет (4,55 $\cdot$ 10⁹ лет). Исследования в них дочерних активностей показали, что возраст Солнечной системы составляет 4,6-4,8 Глет и последовательность ее эволюции следующая:

1) большой взрыв, приведший к образованию нейтральных атомов (~10⁶ лет);

2) уплотнение галактик и образование звезд (временной интервал $\delta$ ~ 1-2 Глет);

3) нуклеосинтез в звездах, ведущий к образованию существующих химических элементов (временной интервал $\Delta$ );

4) образование Солнечной системы из остатков ранних звезд (временной интервал Т_C = 4,6 Глет).

Таким образом, возраст Вселенной определяется как

$Т_{В} = \delta + \Delta + Т_{C}$ .

Для нахождения этих времен обычно сравнивают наблюдаемое содержание того или иного изотопа и их соотношение с вычислениями по какой-либо модели. Расчеты для ядер с массой легче 200 обычно усложняются из-за необходимости учитывать вклад в их образование r- и s-процессов. Для более тяжелых ядер можно рассматривать вклад только r-процесса. Так, соотношение ²³⁵U / ²³⁸U меняется со временем из-за разного периода полураспада. В настоящее время его значение (0,00720) сильно отличается от их содержания в момент образования Солнечной системы (0,29). В процесс образования ²³⁸U вносят вклад после $\beta$ -распада изотопы с массой 238, образующиеся в результате r-процесса и $\alpha$ -распада ядер с массой 242, 246 и 250. Ядра с массой выше 250 имеют короткий период полураспада по отношению к спонтанному делению и поэтому не вносят существенного вклада в образование ²³⁸U. С учетом этого можно оценить соотношение ²³⁵U и ²³⁸U, образующихся в r-процессе. На рис. 5 показаны результаты оценки отношения ²³⁵U / ²³⁸U в зависимости от времени. Такие же расчеты проводят для более легких ядер. В этом случае приходится учитывать вклад s-процесса, а также структуру самих ядер (то есть схему ядерных уравнений), которые заселяются с разной вероятностью. Эту информацию о структуре ядерных уровней получают из экспериментов, проводимых на ускорителях в лабораторных условиях.

Рис. 5.Содержание ²³⁵U по отношению к ²³⁸U в зависимости от времени с момента образования Вселенной до нашего времени, когда это соотношение составляет 0,0072

Ядерно-физические эксперименты и астрофизика

Как следует из сказанного выше, фундаментальные проблемы астрофизики - процессы выделения энергии при образовании и взрыве звезд, а также нуклеосинтез - непосредственно связаны с физикой элементарных частиц, а также с исследованиями методами ядерной физики эффективных сечений реакций взаимодействия, масс и времен жизни ядер по отношению к различному виду распадов ядер.

Важную роль в процессах нуклеосинтеза играют ядерные реакции, идущие с захватом протонов, нейтронов или $\alpha$ -частиц различными ядрами, в том числе и нестабильными. Определение скорости протекания этих реакций является сложной экспериментальной задачей. Для моделирования в лабораториях условий этих процессов необходимо иметь широкий диапазон радиоактивных ядер, которые играют основную роль при взрыве звезд. Такая возможность появилась с созданием ускорительных комплексов пучков радиоактивных ядер. С помощью таких пучков исследуют характеристики реакций, используя при этом мишени из водорода и гелия. Приведем несколько примеров таких реакций. В последнее время астрофизики активно обсуждают существование неоднородностей в распределении адронной материи. При этом содержание элементов с А $\approx$ 7 может быть гораздо выше того, что предсказывается стандартной моделью. Для нуклеосинтеза в таком неоднородном (big band) процессе принципиальными являются реакции типа ⁸Li( $\alpha$ , n)¹¹B; ⁶He( $\alpha$ , n)⁹Be. При моделировании горячего протон-протонного канала, который может возникнуть при взрыве сверхновых, представляет интерес измерение скорости протекания таких реакций, как ⁷Ве( $\rho, \gamma$ )⁸В, ⁷Ве( $\rho, \gamma$ )⁹С, ⁸Ве( $\rho, \gamma$ )⁹С, ¹¹С( $\rho, \gamma$ )¹²N.

Классический СNO-цикл в звездах протекает тогда, когда реакция ¹³N( $\rho, \gamma$ )¹⁴О более вероятна, чем $b$ -распад ядра ¹³N. Эти процессы играют важную роль в образовании суперновых и супермассивных объектов. Для исследования CNO-цикла можно использовать такие реакции с радиоактивными ядрами, как ¹⁹Ne( $\rho, \gamma$ )²⁰Na, ¹⁴O( $\alpha, \rho$ )¹⁷F, ¹⁵O( $\alpha, \gamma$ )¹⁹Ne.

Другой непрямой способ определения скорости реакций, а также исследования нуклеосинтеза состоит в получении методами ядерной физики спектроскопических данных о ядрах, удаленных от линии стабильности. Эти данные непосредственно используются для описания s- и r-процессов. Особенно важно знать с высокой точностью характеристики распада ядер в поворотных точках r-процесса. Среди последних успехов ядерной физики - обнаружение и исследование новых видов радиоактивного распада: $\beta$ -запаздывающего деления, протонного распада, кластерного распада и др. Учет этих видов распада существенно влияет на расчет цепочек образования нуклидов и является важной проблемой, связывающей ядерную физику и астрофизику. Это лишь несколько примеров связи физики атомного ядра с макроскопической физикой. Несмотря на малое число частиц, участвующих в формировании атомного ядра (не более 300), они представляют собой уникальную систему для моделирования проблем макромира. В лабораторных условиях с помощью ядро-ядерных столкновений, реализуемых на современных ускорителях тяжелых ионов при энергиях в несколько сот МэВ на нуклон, можно получать ядра с необычными свойствами, так называемые экзотические ядра (с высокой температурой, высоким угловым моментом, состоящие практически из одних нейтронов, супердеформированные), которые в принципе реализуются в космических процессах.

На рис. 6 представлена зависимость температуры ядра от его энергии возбуждения, пропорциональной энергии бомбардирующей частицы. Эти данные получены в трех экспериментах: при низких энергиях в Дубне, при энергии возбуждения 2-8 МэВ в ЦЕРН (Швейцария) и 8-15 МэВ в Дармштадте (Германия).

Рис. 6.Экспериментальная зависимость температуры ядра от его энергии возбуждения. Данные получены в ОИЯИ (Дубна), ГСИ (Германия) и ЦЕРН (Швейцария). Экспериментальные точки между кривыми соответствуют фазовому переходу жидкость-газ

Видно, что с ростом энергии возбуждения диапазон 2-8 МэВ температура ядра не увеличивается, тогда как при низких энергиях происходит резкое увеличение температуры, так же как и при очень высоких энергиях. Этот сенсационный результат демонстрирует, во-первых, возможность достижения в ядерных реакциях температур, которые существуют только в момент образования звезд, во-вторых, подтверждает существование фазовых переходов в горячих объектах, что предполагалось при рассмотрении расширяющейся Вселенной и взрыве звезд. Это лишь несколько примеров, показывающих возможности методов ядерной физики в исследовании космических объектов и свойств Вселенной. В связи с ограниченным объемом публикации автор не смог остановиться на таких проблемах, как, например, измерение потока солнечных нейтрино, исследование свойств нейтронных ядер (ядер, состоящих из нескольких протонов и большого числа нейтронов). В целое направление ядерной физики вылилась физика космических лучей, где в последнее время обнаружены интереснейшие явления.

Формирование наших представлений об образовании Вселенной, нуклеосинтезе, свойствах новых звездных образований продолжается, и они неразрывно связаны с накоплением новых данных в ядерной физике и физике элементарных частиц. Поэтому описываемые в первых трех разделах механизмы образования Вселенной и нуклеосинтеза представляют собой одну из гипотез, основанных на современных представлениях ядерной астрофизики, основной задачей которой является построение единой космологической модели.

Литература


[1].	Волантэн Л. Субатомная физика ядра и частицы. М.: Мир, 1986. Т. 1.
[2].	Гинзбург В.Л. О физике и астрофизике. М.: Наука, 1974.
[3].	Нарликар Дж. Неистовая вселенная. М.: Мир, 1985.
[4].	Пенионжкевич Ю.Э. Физика экзотических ядер // Соросовский Образовательный Журнал. 1995. No 1. С. 92-98.
[5].	Флеров Г.Н., Ильинов Ф.С. На пути к сверхэлементам. М.: Педагогика, 1977. (Б-чка «Детской энциклопедии»).

Приложение 1

Фундаментальные Частицы

фермионы
лептоны (спин 1/2)
частица	анти-частица	масса, МэВ/с²	электр. заряд	время жизни, с
Электрон е^-	е⁺	0,511	$\pm$ 1	Стаб.
Электронное нейтрино $\nu_{e}$	$\bar{\nu}_{e}$	< 46 эВ/с²	0	Стаб.
Мюон $\mu$	$\mu^{+}$	105,66	$\pm$ 1	2,2 $\cdot$ 10^-6
Мюонное нейтрино $\nu_{\mu}$	$\bar{\nu}_{\mu}$	< 0,50	0	Стаб.
Тау $\tau^{-}$	$\tau^{+}$	1784	$\pm$ 1	3,4 $\cdot$ 10^-13
Тау-нейтрино $\nu_{\tau}$	$\bar{\nu}_{\tau}$	<164	0	Стаб.

фермионы
кварки (спин 1/2)
название	масса, ГэВ/с²	электр. заряд
Верхний u	4 $\cdot$ 10^-3	2/3
Нижний d	7 $\cdot$ 10^-3	-1/3
Очарованный с	1,5	2/3

бозоны
(спин 1)
название	масса, ГэВ/с²	электр. заряд
Фотон $\gamma$	0	0
W	80,6	$\pm$ 1
Z⁰	91,16	+1
Глюон g	0	0

Фермионные адроны
(барионы и антибарионы)
название	кварковый состав	электр. заряд	масса, ГэВ/с²	спин
Протон p	uud	1	0,938	1/2
Антипротон $\bar{\mbox{p}}$	$\bar{\mbox{u}}\bar{\mbox{u}}\bar{\mbox{d}}$	-1	0,938	1/2
Нейтрон n	udd	0	0,940	1/2
Лямбда $\Lambda$	uds	0	1,116	1/2
Омега $\Omega^{-}$	sss	-1	1,672	3/2

Бозонные адроны
(мезоны)
название	кварковый состав	электр. заряд	масса, ГэВ/с²	спин
Пион $\pi^{+}$	u $\bar{\mbox{d}}$	0,140	0
Каон K^-	s $\bar{\mbox{u}}$	-1	0,494	0
Ро $\rho^{+}$	u $\bar{\mbox{d}}$	+1	0,770	1
D⁺	c $\bar{\mbox{d}}$	+1	1,869	0
Эта-ц $\eta_{c}$	c $\bar{\mbox{c}}$	0	2,980	0

Публикации с ключевыми словами: ядерные реакции - физика высоких энергий - нуклеосинтез - Космология
Публикации со словами: ядерные реакции - физика высоких энергий - нуклеосинтез - Космология

См. также:

Разложение далекого света

Химические элементы в остатках звезды

Формирование галактик в магнитной Вселенной

"Эффекты" Зельдовича, запечатлённые на нашем небе

Сверхновая 1994D и неожиданная Вселенная

Куда смещается красное смещение?

Самая далекая сверхновая типа Ia

Все публикации на ту же тему >>

Обсудить эту публикацию

Версия для печати

Астрометрия - Астрономические инструменты - Астрономическое образование - Астрофизика - История астрономии - Космонавтика, исследование космоса - Любительская астрономия - Планеты и Солнечная система - Солнце