Rambler's Top100Astronet    
  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 = Тр(1 + Z ), где Тр - 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 Nn / Np = 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