Rambler's Top100Astronet    
  по текстам   по ключевым словам   в глоссарии   по сайтам   перевод   по каталогу
 
На сайте
Астрометрия
Астрономические инструменты
Астрономическое образование
Астрофизика
История астрономии
Космонавтика, исследование космоса
Любительская астрономия
Планеты и Солнечная система
Солнце

Ядерные реакции

1. Введение
2. Способы записи ядерных реакций
3. Энергетический выход ядерной реакции
4. Сечение и скорость ядерной реакции
5. Радиус действия ядерных сил, кулоновский и центробежный энергетические барьеры
6. Механизмы ядерных реакций. Термоядерные реакции
7. Статически равновесные ядерные реакции
8. Термоядерная эволюция звезд
9. Заключение

1. Введение

Я.р. называются процессы превращения атомных ядер (Я) при взаимодействии их между собой и с элементарными частицами.

В астрофизике Я.р. рассматриваются в основном в двух аспектах - как источник энергии звезд и как причина образования и изменений содержания хим. элементов во Вселенной в целом и в отдельных ее структурных элементах (галактиках, звездах, межзвездной среде и т.д.). Огромные запасы внутриядерной энергии постепенно освобождаются посредством Я.р. в недрах звезд и обеспечивают их длительное существование в виде почти не меняющихся со временем (стационарных) гидростатически равновесных тел. Я.р. играют определяющую роль и на нестационарных стадиях эволюции звезд, в т.ч. при вспышках новых и сверхновых звезд. На всех этих стадиях звездной эволюции посредством Я.р. синтезируется большинство встречающихся в природе тяжелых элементов.

Исходные данные о Я.р. астрофизика берет из экспериментальной и теоретической ядерной физики. Я.р. определяются тремя из известных четырех фундаментальных взаимодействий - сильным, эл.-магн. и слабым (лишь гравитац. взаимодействие не имеет непосредственного отношения к Я.р.). С этим связано громадное разнообразие Я.р.

Наибольший интерес для астрофизики представляют реакции (Р) слияния Я, иначе говоря, синтез тяжелых Я из более легких Я и элементарных частиц. В процессах синтеза выделение энергии происходит вплоть до образования ядер Fe и Ni, к-рые имеют наибольшую энергию связи в расчете на один нуклон. Появление на определенных стадиях эволюции звезд свободных нейтронов и захват их Я элементов группы железа приводит к синтезуу еще более тяжелых атомных Я, вплоть до Я трансурановых элементов.

На заключительных стадиях эволюции достаточно массивных звезд, когда темп-ра в их недрах становится очень высокой, скорости Я.р. увеличиваются настолько, что почти каждому элементарному акту синтеза к.-л. Я соответствует обратный акт расщепления этого Я на исходные составляющие. В результате устанавливаюся вполне определенное концентрации Я, не зависящие от скоростей Я.р. Такое состояние звездного вещества принято наз. ядерным статистич. равновесием или NSE (от англ. nuclear statistical equilibrium). Состояние NSE поддерживается быстрыми и многочисленными прямыми и обратными Я.р. Установление NSE в недрах звезд - одна из двух главных причин потери механич. устойчивости звезд и перехода их в состояние гравитац. коллапса на конеч. стадиях эволюции, вторая причина - нейтронизация звездного вещества (см. Гравитационный коллапс).

Особое место в ядерной астрофизике занимают вызываемые слабым взаимодействием Р электронов и позитронов с Я. В этих Р участвуют также нейтрино. Позитронные бета-распады (см. Бета-процессы) явл. непременным звеном в цепочках Р синтеза хим. элементов из водорода (см. Водородный цикл и Углеродный цикл). Электроннные бета-распады вместе с Р захвата нейтронов делают возможным образование в природе наиболее тяжелых хим. элементов. Захват электронов Я, сопровождаемый интенсивным нейтринным излучением, оказывает решающее влияние на св-ва звездного вещества на конечных стадиях эволюции звезд (при нейтронизации и гравитац. коллапсе). Поглощение и излучение нейтрино в Р электронов и позитронов с нейтронами, протонами и Я играет важную роль в гидродинамич. картине образования нейтронных звезд (и, возможно, Черные дыр). Оно также определяет характеристики сопровождающих гравитац. коллапс всплесков нейтринного излучения, теоретич. предсказание к-рых имеет большое значение для реализации на нейтринных обсерваториях программ детектирования гравитационных колапсов. Из этого краткого перечисления видно, насколько важны для астрофизики Я.р., обусловленные слабым взаимодействием.

Др. область астрофизики, в к-рой св-ва Я.р. играют определяющую роль, относится к взаимодействию высокоэнергичных частиц (ускоренных Я) с межзвездной средой и веществом разреженных звездных атмосфер и околозвездных оболочек. Высокоэнергичные частицы могут появляться в результате эл.-магн. ускорения при вспышках на звездах и в магнитосферах пульсаров, а также вследствие прямого гидродинамич. ускорения в ударных волнах. Если вызываемые такими частицами Я.р. сопровождаются отщеплением от реагирующих ядер легких фрагментов - протонов (p), нейтронов (n), $\alpha$-частиц и т.д., то их наз. реакциями скалывания. Я.п. скалывания позволяют объяснить ряд особенностей состава космических лучей и отчасти происхождение легких элементов - Li, Be и B. Частицы достаточно больших энергий могут также приводить к образованию мезонов и др. адронов помимо нейтронов и протонов.

Я.р. лежат в основе строения и эволюции вещества Вселенной, поскольку представляют собой те элементарные процессы, посредством к-рых становится возможным проявление микроскопических св-в Я в огромных масштабах космоса.

2. Способы записи ядерных реакций

Употребляется два способа зариси Я.р. Один из них аналогичен обычным хим. ур-ниям, напр.:
13C + $\alpha$ = 16O + n + 2,22 МэВ , (1)
причем вместо знака равенства чаще пишется стрелка, чтобы подчеркнуть, в каком направлении идет Я.р. В правой части может быть указан энегетический выход реакции Q (в МэВ). Положительное значение Q соответствует выделению, а отрицательное - поглощению энергии в Я.р.

Во втором (сокращенном) способе записи выделяются тяжелые Я (мишень и продукты реакции), а бомбардирующая и и выбрасываемая (или выбрасываемые) более легкие частицы пишутся в скобках и разделяются запятой. Указанная выше Р записывается при этом как 13C($\alpha$, n)16O, а все Р такого типа наз. реакциями ($\alpha$, n). Большое значение в астрофизике имеют также реакции (p, $\gamma$), (n, $\gamma$), (p, n), (p, 2n), ($\alpha, \gamma$) и др. В число Я.р. включают и определяемые слабым взаимодействием бета-процессы. Распад трития можно записать как 3H(e-, $\tilde{\nu}$)3He, а захват протоном электрона - элементарный акт нейтронизации - как 1H(e-, $\nu$)n. В сокращенной записи вне скобок стараются по возможности использовать хим. символы элементов (напр., 1H вместо p и 3H вместо трития t). Кроме того, дейтерий 2H иногда обозначают как 2D, а тритий 3H как 3T.

3. Энергетический выход ядерной реакции

В Я.р. строго выполняются законы сохранения импульса и энергии. Однако нек-рая часть икнетич. энергии может переходить в энергию покоя (см. Масса покоя) и, наоборот, энергия покоя может освобождаться в виде кинетич. энергии [как в реакции (1)], к-рая передается др. частицам при последующих столкновениях или уносится такими элементарными частицами, как фотоны и нейтрино. Энергетическим выходом реакции Q наз. разность между суммарными энергиями покоя всех частиц до и после Я.р. Если Q >0, то суммарная энергия покоя уменьшается в процессе Я.р. Такие Я.р. наз. экзоэнергетическими или беспороговыми. В принципе они могут протекать при сколь угодно малой начальной кинетич. энергии частиц. Наоборот, при Q <0 часть исходной кинетич. энергии частиц превращается в энергию покоя. Такие Я.р. наз. эндоэнергетическими или пороговыми. Для их протекания необходимо, чтобы кинетич. энергия частиц превышала нек-рую величину (порог реакции).

Закон сохранения импульса накладывает ограничение на величину кинетич. энергии, к-рая может перейти в энергию покоя. Вся кинетич. энергия может перейти в энергию покоя лишь в том случае, когда полный импульс реагирующих частиц равен нулю. Поэтому Я.р. удобно рассматривать в системе координат, в к-рой центр инерции (ц.и.) взаимодействующих частиц покоится, т.е. полный импульс равен нулю по определению. Далее, если особо не оговорено, под энергией взаимодействия будет подразумеваться кинетич. энергия частиц в системе ц.и. В случае двух нерелятивистских ат. Я энергия взаимодействия определяется по ф-ле
$\varepsilon=Mv^2/2$ , (2)
где $v=|v_1-v_2|$ - относительная скорость частиц, а M - приведенная масса
$M=m_u {A_1 A_2\over {A_1+A_2}}$ , (3)
причем A1 и A2 - массы Я, измеренные в а.е.м. (A1u).

Условие протекания эндоэнергетических Я.р. можно записать в виде $\varepsilon > |Q|$. Из этого неравенства с помощью (2) можно получить в лабораторной системе координат, где, напр., частица с массой m2 покоится, а частица с массой m1 налетает на нее с кинетич. энергией $\varepsilon_1$, необходимое условие для протекания эндоэнергетической реакции:
$\varepsilon_1 > |Q| \cdot \left(\ 1+ {m_1\over {m_2}} \right)$ . (4)
Такое возрастание порога реакции в лабораторной системе координат объясняется тем, что часть кинетич. энергии, связанная с движением центра масс, остается бесполезной для Я.р.

4. Сечение и скорость ядерной реакции

Рассмотрим реакцию между частицами двух типов (1 и 2). Предположим для простоты, что частицы 1 покоятся, а частицы 2 налетают на них со скоростью v. Тогда скорость реакции P12, т.е. число реакций в ед. времени в ед. объема, будет пропорциональна произведению n1 j, где j=n2v - число частиц 2, проходящих через ед. площади в ед. времени (поток частиц 2), а n1 и n2 - числа частиц 1 и 2 в ед. объема. Коэффициент пропорциональности $\sigma$ имеет размерность площади и наз. сечением Я.р. Выражение $P_{12}=n_1 n_2 \sigma v$ остается справедливым и в том случае, когда движутся оба типа частиц (тогда v - скорость взаимного сближения частиц, т.е. их относительная скорость). Сечения Я.р., вообще говоря, зависят от скорости (кинетич. энергии) реагирующих частиц. Кроме того, в астрофизич. объектах (напр., в звездном веществе) обычно представлены частицы с различными скоростями. Поэтому для нахождения полного числа Я.р. в ед. объема необходимо усреднить приведенное выше выражение для P12 по распределению относит. скоростей частиц
$P_{12}={n_1 n_2 \over {1+\delta_{12}}}\;<\sigma v> $ , (5)
где угловыми скобками обозначено ср. значение и введена величина $\delta_{12}$, равная 0 или 1 в зависимости от того, различны или тождественны частицы 1 и 2. Введение величины $\delta_{12}$ связано с тем, что в описанном выше способе подсчета числа реакций в случае тождественных частиц участие каждой частицы в реакции учитывается дважды: один раз, когда эта частица рассматривается как мишень, а в другой раз как бомбардирующая частица.

Скорость выделения энергии $\varepsilon$, рассчитанная на единицу массы, вещества с плотностью $\rho$ находится из соотношения
$\varepsilon=Q\cdot P_{12}/\rho$ . (6)
Теория ядерных взаимодействий вместе с данными экспериментальной ядерной физики позволяет рассчитать сечения Я.р., а с ними и две осн. используемые в астрофизике характеристики Я.д. - P12 и $\varepsilon$.

5. Радиус действия ядерных сил, кулоновский и центробежный энергетические барьеры

Ядерные силы явл. короткодействующими. Поэтому для эффективного протекания Я.р. частицы должны подойти достаточно близко друг к другу. Характерное расстояние R, в пределах к-рого ядерные силы оказываются существенными (его наз. радиусом ядерного взаимодействия), определяется соотношением
$R\approx R_0\left(A_1^{1/3}+A_2^{1/3}\right)$ , (7)
где A1 и A2 - массовые числа реагирующих Я, а $R_0\approx 1,5\cdot 10^{-13}$ см.

В цепочке ядерных превращений, к-рая заканчивается синтезом в звездах Я тяжелых элементов из первичных водорода и гелия, ключевыми звеньями оказываются Р протонов и $\alpha$-частиц между собой и с более тяжелыми Я, а также нек-рых Я с ядрами того же сорта и с подобными Я. В таких Я.р. сближению частиц на малые расстояния R препятствуют силы электростатич. отталкивания, и поэтому реагирующие частицы должны преодолеть кулоновский энергетический барьер.

Зависимость кулоновской потенциальной энергии V