Astronet > Yadernaya astrofizika

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Yadernaya astrofizika

Yu.E.PENIONZhKEVICh

Moskovskii inzhenerno-fizicheskii institut

Predstavleny nekotorye problemy evolyucii Vselennoi, nukleosinteza i kosmohronologii s tochki zreniya fiziki yadra i elementarnyh chastic. Provoditsya sravnenie processov, proishodyashih vo Vselennoi, s mehanizmami obrazovaniya i raspada yader, a takzhe ih vzaimodeistviya pri vysokih energiyah. Dany primery, pokazyvayushie vozmozhnosti metodov yadernoi fiziki v issledovanii Vselennoi.

Issledovaniya zakonov mikromira, kotorymi zanimaetsya yadernaya fizika, v poslednee vremya pomogli sushestvenno rasshirit' nashi predstavleniya o yavleniyah, proishodyashih v makromire - nashei Vselennoi, vnesli ogromnyi vklad v razrabotku astrofizicheskih i kosmologicheskih teorii. Prezhde vsego eto kasaetsya modeli rasshiryayusheisya Vselennoi, evolyucii zvezd i rasprostranennosti elementov, a takzhe svoistv razlichnyh zvezd i kosmicheskih ob'ektov: “holodnyh”, neitronnyh, chernyh dyr, pul'sarov i dr. Ne pretenduya v korotkoi stat'e na polnoe izlozhenie vseh problem kosmologii, ostanovimsya lish' na teh, kotorye imeyut, na nash vzglyad, mnogo obshego so svoistvami yadernoi materii, proyavlyayushimisya pri yadernyh vzaimodeistviyah.

Model' rasshiryayusheisya vselennoi

V 1965 godu pri naladke radioteleskopa bylo sluchaino obnaruzheno sushestvovanie izotropnogo “shuma”, kotoryi byl otozhdestvlen s tem, chto seichas nazyvayut reliktovym izlucheniem, to est' izlucheniem, ravnomerno raspredelennym po nebesnoi sfere i po intensivnosti sootvetstvuyushim teplovomu izlucheniyu absolyutno chernogo tela pri temperature ~ 3 K. Eto nablyudenie imelo ochen' vazhnoe znachenie dlya kosmologii, tak kak ranee Dzh. Gamovym bylo predskazano teoreticheski sushestvovanie podobnogo izlucheniya v ramkah modeli, opirayusheisya na zakon Habbla: krasnoe smeshenie izlucheniya, ispuskaemogo galaktikami, proporcional'no udalennosti ot etih galaktik. Esli ob'yasnyat' takoe smeshenie effektom Doplera, to eto privodit k kartine rasshiryayusheisya Vselennoi, v kotoroi galaktiki “razletayutsya”. Esli ekstrapolirovat' etu situaciyu nazad v proshloe, to mozhno priiti k zaklyucheniyu, chto v proshlom skorost' rasshireniya byla bol'she, a plotnost' Vselennoi vyshe, chem seichas. Naskol'ko zhe daleko v proshloe my vprave provodit' podobnuyu ekstrapolyaciyu? Ochevidno, eto mozhno delat' do toi epohi, kogda vsya Vselennaya byla szhata v tochku. Soglasno ocenkam, eto bylo okolo 10 mlrd let nazad. Polagayut, chto imenno v etu epohu i voznikla nablyudaemaya nyne Vselennaya, prichem voznikla v chudovishnom vzryve. Bol'shoi vzryv, kak ego nazyvayut, polozhil nachalo ne tol'ko Vselennoi, no i vsem izvestnym fizicheskim ponyatiyam, vklyuchaya ponyatie prostranstva i vremeni. Zdes' umestno napomnit', chto vpervye reshenie zadachi svyazi prostranstva i vremeni bylo osushestvleno A. Einshteinom na osnove sozdannoi im special'noi teorii otnositel'nosti. Eta teoriya pozvolila ob'yasnit' ryad problem v dinamike dvizhushihsya sred, svyazannyh s neudachnymi popytkami obnaruzhit' dvizhenie Zemli otnositel'no efira. Sozdannaya Einshteinom obshaya teoriya otnositel'nosti byla vposledstvii polnost'yu podtverzhdena opytami i legla v osnovu takih nauk, kak astrofizika, yadernaya fizika, uskoritel'naya tehnika i dr.

Nekotorye avtory [1] rassmatrivayut evolyuciyu Vselennoi kak smenu chetyreh posledovatel'nyh er, v rezul'tate kotoroi, soglasno noveishim modelyam, ona prishla k svoemu tepereshnemu sostoyaniyu ( $\rho \approx$ 10^-30 g/sm³, T = 3 K) (ris. 1).

Ris. 1. Svyaz' temperatury, energii, razmerov, plotnosti i vremeni, sushestvovavshaya v rannei Vselennoi. Nizhnyaya chast' shemy pokazyvaet kvarkovyi i leptonnyi sostav materii

V etih modelyah predpolagaetsya, chto Vselennaya vedet sebya kak absolyutno chernoe telo, temperatura i plotnost' kotorogo ochen' vysokie (plotnost' ego bol'she yadernoi 10¹⁵ g/sm³, a temperatura vyshe 1 GeV (=10¹³ K)). Izluchenie etogo absolyutno chernogo tela sostoit iz izvestnyh adronov, leptonov i fotonov (sm. Prilozhenie 1) i proishodit do teh por, poka temperatura vyshe, chem massa samogo legkogo iz adronov, to est' p-mezona ( $m_{\pi} s^2 \approx$ 140 MeV, temperatura 1,6 $\cdot$ 10¹² K). Eto sootvetstvuet adronnoi ere, prodolzhitel'nost' kotoroi sostavlyaet primerno 10^-4 s. K koncu ee plotnost' sravnima s plotnost'yu yadernogo veshestva.

Kogda temperatura stanovitsya nizhe 100 MeV (10¹² K), adrony eshe ostayutsya, no uzhe ne mogut rozhdat'sya spontanno v izluchenii absolyutno chernogo tela. Teper' izluchenie sostoit glavnym obrazom iz leptonov i fotonov, i tak ostaetsya do teh por, poka temperatura vyshe poroga rozhdeniya pary $\gamma \rightarrow$ e⁺ + e^-, to est' primerno 1 MeV. Ohlazhdenie ot 100 do 1 MeV zanimaet okolo 1 s. Eto vremya sootvetstvuet tak nazyvaemoi leptonnoi ere, k koncu kotoroi plotnost' stanovitsya 10⁴ g/sm³.

Pri temperature nizhe 1 MeV leptony hotya i sushestvuyut kak chasticy, no uzhe ne mogut spontanno rozhdat'sya v izluchenii absolyutno chernogo tela. Teper' izluchenie sostoit preimushestvenno iz fotonov. Eto nachalo radiacionnoi ery, konec kotoroi opredelyaetsya momentom, posle kotorogo izluchenie (fotonnoe) sushestvuet otdel'no ot veshestva (adronov i leptonov). Eta era zakanchivaetsya primerno cherez 10⁶ let posle Bol'shogo vzryva.

Plotnost' veshestva stanovitsya bol'she plotnosti izlucheniya (plotnosti energii fotonov) i uvelichivaetsya po mere rasshireniya. Eto sootvetstvuet zvezdnoi ere, kotoraya prodolzhaetsya do nashih dnei. V.L. Ginzburg v knige [2] popytalsya dostatochno naglyadno opisat' problemy rasshiryayusheisya Vselennoi vzaimodeistviem bol'shogo chisla razlichnyh chastic: fotonov, elektronov, neitrino, myuonov, pi-mezonov, protonov, neitronov i dr. Stoit zametit', chto etot podhod yavlyaetsya dostatochno uslovnym, tak kak my do sih por ne imeem polnogo ponimaniya fiziki elementarnyh chastic.

Osnovnaya problema, s kotoroi stalkivayutsya fiziki pri popytke ob'yasnit' kosmologicheskie yavleniya, v tom chisle i rasshiryayushuyusya Vselennuyu, svyazana s sil'nym vzaimodeistviem elementarnyh chastic. Sil'nye vzaimodeistviya - eto te sily, kotorye uderzhivayut vmeste neitrony i protony v atomnom yadre. Radius deistviya etih sil chrezvychaino mal (~ 10^-13 sm). Dazhe v molekulah, yadra kotoryh nahodyatsya na rasstoyanii 10^-8 sm drug ot druga, sil'nye vzaimodeistviya mezhdu yadrami ne dayut nikakogo effekta. Kogda dva protona podhodyat drug k drugu dostatochno blizko, sil'nye vzaimodeistviya stanovyatsya primerno v 100 raz bol'she, chem elektricheskoe ottalkivanie, poetomu oni uderzhivayut atomnye yadra ot razvala. Imenno intensivnost' sil'nyh vzaimodeistvii delaet ih znachitel'no bolee trudnymi dlya matematicheskogo analiza, chem elektromagnitnye vzaimodeistviya. Vklady raznogo tipa vzaimodeistviya mezhdu nuklonami simvolicheski izobrazhayutsya feinmanovskimi diagrammami, s pomosh'yu kotoryh fiziki pytayutsya uchest' vse vzaimodeistviya. Problema, zaklyuchayushayasya v slozhnosti rascheta veroyatnostei processov, vklyuchayushih sil'nye vzaimodeistviya, byla osnovnoi prichinoi, sderzhivayushei razvitie fiziki elementarnyh chastic v poslednee vremya. Odnako ne vse processy vklyuchayut sil'nye vzaimodeistviya. Eti vzaimodeistviya ispytyvayut lish' chasticy, izvestnye kak adrony. Syuda vhodyat yadernye chasticy i pi-mezony, a takzhe drugie nestabil'nye chasticy, takie, kak K-mezony, eta-mezony, lyambda-giperony i dr. Leptony (neitrino, elektrony i myuony) legche adronov i v otlichie ot poslednih ne chuvstvuyut sil'nyh vzaimodeistvii.

Pri temperature nizhe 10¹² K (leptonnaya era) edinstvennymi chasticami, prisutstvuyushimi v bol'shih kolichestvah, byli leptony i fotony, vzaimodeistviyami mezhdu kotorymi mozhno bylo prenebrech'. Drugaya situaciya sootvetstvovala bolee vysokim temperaturam (adronnaya era), kogda v bol'shih kolichestvah imelis' adrony i antiadrony. V fizike elementarnyh chastic sushestvuyut neskol'ko razlichnyh modelei, s pomosh'yu kotoryh pytayutsya ob'yasnit' svoistva adronov. Odna iz nih predpolagaet, chto ne vse chasticy odinakovy, nekotorye deistvitel'no elementarny, a vse ostal'nye sostoyat iz prostyh kombinacii elementarnyh chastic. Schitaetsya, chto elementarnymi chasticami yavlyayutsya foton i vse izvestnye leptony. Odnako adrony ne yavlyayutsya elementarnymi chasticami. Oni sostoyat iz bolee fundamental'nyh chastic - kvarkov. Kvarki byvayut razlichnyh tipov, ili aromatov, takie, kak verhnii, nizhnii, strannyi, ocharovannyi (sm. Prilozhenie 1) Bolee togo, kazhdyi aromat kvarka byvaet treh razlichnyh cvetov: krasnogo, belogo i golubogo.

Esli ideya kvarkov pravil'na, to v etoi koncepcii mozhno ob'yasnit' fiziku rannei Vselennoi. Eksperimental'no pri stolknoveniyah elektronov s yadernymi chasticami bylo pokazano, chto sila mezhdu kvarkami chrezvychaino mala, kogda kvarki nahodyatsya blizko odin k drugomu. Takim obrazom, pri nekotoroi temperature (okolo neskol'kih tysyach milliardov gradusov) adrony razbivayutsya na sostavlyayushie ih kvarki, tak zhe kak atomy razbivayutsya na elektrony i yadra pri neskol'kih tysyachah gradusov, a yadra razbivayutsya na protony i neitrony pri neskol'kih tysyachah millionov gradusov. Togda v rannie vremena Vselennuyu mozhno rassmatrivat' kak sostoyashuyu iz fotonov, leptonov, antileptonov, kvarkov i antikvarkov, prichem kazhdaya raznovidnost' chastic predstavlyaet soboi eshe odin tip izlucheniya. Mezhdu tem, nesmotrya na uspeshnoe opisanie mnogih yavlenii, v tom chisle i v kosmologii, kvarkovaya model' odnoznachno ne podtverzhdena, tak kak do sih por nevozmozhno razbit' lyuboi adron na sostavlyayushie ego kvarki, dazhe s pomosh'yu sovremennyh uskoritelei samyh vysokih energii.

Vse, chto bylo skazano vyshe, otnositsya k vozmozhnoi interpretacii rasshireniya Vselennoi na osnove sil'nyh vzaimodeistvii elementarnyh chastic. Mezhdu tem odnim iz naibolee interesnyh sledstvii sovremennoi teorii elementarnyh chastic yavlyaetsya to, chto Vselennaya mogla ispytat' fazovyi perehod iz odnogo sostoyaniya veshestva v drugoe. I etot fazovyi perehod svyazan s drugim klassom korotkodeistvuyushih vzaimodeistvii - slabym vzaimodeistviem. Slabye vzaimodeistviya v yadernoi fizike otvetstvenny za opredelennye processy radioaktivnogo raspada (naprimer, $\beta$ -raspada svobodnogo neitrona) ili za lyubuyu reakciyu, vklyuchayushuyu neitrino. (Za sozdanie etoi teorii byli udostoeny v 1979 godu Nobelevskoi premii po fizike S. Vainberg, A. Salam, Sh. Gleshou.) Razvitie etoi teorii pozvolilo takzhe sdelat' vazhnye vyvody po problemam, otnosyashimsya k izucheniyu rannei Vselennoi.

Nukleosintez

Nachal'nyi etap nukleosinteza

Kak uzhe otmechalos', vazhnuyu rol' v rannei Vselennoi igralo izluchenie. Eto izluchenie imeet teplovoi spektr, i ego intensivnost' U mozhno harakterizovat' temperaturoi T soglasno sootnosheniyu U = aT⁴, gde a - postoyannaya izlucheniya. Po mere prodvizheniya k nachal'nomu etapu temperatura izlucheniya rastet po zakonu T = T_r(1 + Z ), gde T_r - temperatura izlucheniya segodnya i Z - velichina, sootvetstvuyushaya krasnomu smesheniyu.

Dlya rannego perioda, kogda izluchenie dominirovalo, iz uravnenii Einshteina sleduet prostoe sootnoshenie mezhdu temperaturoi T i vremenem t, proshedshim s momenta Bol'shogo vzryva:

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

Vremya t zdes' vyrazheno v sekundah, a temperatura T - v kel'vinah. Postoyannaya $\alpha$ imeet velichinu poryadka edinicy i zavisit ot sostoyaniya veshestva i izlucheniya vo Vselennoi. Esli polozhit' $\alpha$ = 1, to, soglasno etomu sootnosheniyu, spustya 1 s posle Bol'shogo vzryva temperatura izlucheniya vo Vselennoi byla 10¹⁰ K. Pri takoi temperature v rannei Vselennoi, sostoyashei iz elektronov, pozitronov, neitrino, antineitrino, neitronov, protonov i fotonov, mogli obrazovat'sya razlichnye yadra, nachinaya s deitonov i konchaya geliem. Bolee tyazhelye yadra, takie, kak yadra ugleroda, kisloroda i t.d., mogli sintezirovat'sya lish' v hode termoyadernyh reakcii v zvezdah. Prichina etogo zaklyuchaetsya v tom, chto est' nekotoryi interval neustoichivosti legkih yader, raspolozhennyh okolo yadra litiya, i etot interval ne udaetsya preodolet' v hode pervichnogo nukleosinteza. Poetomu sintez v rannyuyu epohu ostanavlivaetsya na stadii obrazovaniya geliya.

Polagayut, chto odnoi iz pervyh reakcii, privodyashei k obrazovaniyu tyazhelyh yader, yavlyaetsya reakciya

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

Kak pokazali raschety, eta reakciya idet pri temperature T = 9 $\cdot$ 10⁹ K, chto sootvetstvuet sootnosheniyu neitronov i protonov vo Vselennoi N_n / N_p = 0,2 i vremeni ~ 3 s. Pri etih usloviyah deiterii obrazuetsya v dostatochnom kolichestve dlya proizvodstva yader s massoi 3 v reakciyah

d + n $\rightarrow$ ³H + $\gamma$ ,

d + p $\rightarrow$ ³He + $\gamma$

ili

d + d $\rightarrow$ ³H + p,

d + d $\rightarrow$ ³He + n

i okonchatel'no ⁴Ne mozhet obrazovat'sya v rezul'tate reakcii

³H + p $\rightarrow$ ⁴Ne + $\gamma$ ,

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

Tak kak ne sushestvuet stabil'noi massy 5, to ⁴Ne yavlyaetsya poslednim yadrom v nachal'nom etape nukleosinteza. V principe on mog by obrazovat' bolee tyazhelye yadra (A = 7) v rezul'tate reakcii:

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

⁴Ne + ³He $\rightarrow$ ⁷Be + $\gamma$ ,

no kulonovskii bar'er dlya etih reakcii okolo 1 MeV, togda kak yadra pri temperature T = 9 $\cdot$ 10⁸ K imeyut kineticheskuyu energiyu tol'ko 0,1 MeV.

V rabote [3] privodyatsya v hronologicheskom poryadke sobytiya, kotorye proishodili vo Vselennoi nachinaya s momenta 10^-2 s posle ee rozhdeniya.

Iz tabl. 1 vidno, chto processy obrazovaniya yader prekrashayutsya pri t = 35 min, kogda temperatura Vselennoi padaet do 3 $\cdot$ 10⁸ K. Eto oznachaet, chto protony i neitrony uzhe ne slivayutsya, obrazuya bolee tyazhelye yadra. Sleduyushii etap osushestvlyaetsya, kogda vozrast Vselennoi dostigaet 7 $\cdot$ 10⁵ let i temperatura padaet do 3000 K. Pri takoi temperature himicheskaya energiya svyazi atomnyh yader i elektronov dostatochno vysoka, chtoby uderzhat' ih vmeste v vide neitral'nyh atomov. V etu epohu proishodit obrazovanie vodoroda i geliya. Na etom zavershaetsya etap pervichnogo nukleosinteza. Bolee tyazhelye yadra obrazuyutsya uzhe v rezul'tate processov, svyazannyh s evolyuciei zvezd.

Tablica 1. Pervichnyi nukleosintez

Vozrast Vselennoi	Temperatura, K	Sostoyanie i sostav veshestva
10^-2 s	10¹¹	n, p, e-, e+, n, v teplovom ravnovesii; n i p v odinakovom kolichestve
10^-1 s	3 $\cdot$ 10¹⁰	Te zhe chasticy, chto i vyshe, no otnoshenie chisla neitronov k chislu protonov n : p . 3 : 5
1 s	10¹⁰	n, otdelyaetsya ot ostal'nyh chastic; e-, e+ nachinayut annigilirovat'; n : p . 1 : 3
13,8 s	3 $\cdot$ 10⁹	Nachinaetsya obrazovanie D i ⁴Ne; ischezayut e-, e+; est' takzhe svobodnye n i p
35 min	3 $\cdot$ 10⁸	Fiksiruetsya kolichestvo D i ⁴Ne po otnosheniyu k chislu protonov i elektronov;⁴Ne / N ~ 22-28% (po masse)
7 $\cdot$ 10⁵ let	3 $\cdot$ 10³	Himicheskaya energiya svyazi stanovitsya dostatochnoi, chtoby obrazovalis' ustoichivye neitral'nye atomy. Teper' Vselennaya prozrachna dlya izlucheniya. Veshestvo nachinaet dominirovat' nad izlucheniem

Oboznacheniya: n - neitron, p - proton, e^- - elektron, e⁺ - pozitron, n - neitrino, - antineitrino, D - deiterii, N - vodorod, Ne - gelii.

Zvezdnyi nukleosintez

V processe evolyucii Vselennaya postoyanno obogashaetsya vse bolee tyazhelymi himicheskimi elementami. Rasprostranennost' himicheskih elementov vo Vselennoi opredelyayut raznymi sposobami - po spektru izlucheniya zvezd, putem elementnogo analiza zemnyh i kosmicheskih obrazcov (meteoritov, lunnyh obrazcov). Poluchennaya takim obrazom krivaya rasprostranennosti elementov pokazana na ris. 2. Krivaya imeet maksimumy dlya gruppy kremniya i gruppy zheleza, posle chego krivaya rasprostranennosti raspadaetsya na dve vetvi: odna vklyuchaet neitronoobogashennye izotopy i harakterizuetsya tremya dvoinymi pikami vblizi magicheskih chisel N = 50, 82 i 126, a vtoraya vklyuchaet menee rasprostranennye protonoobogashennye izotopy.

Ris. 2. Krivaya rasprostranennosti elementov. Krasnaya krivaya s dvoinymi (r- i s-) pikami sootvetstvuet neitronoizbytochnym izotopam, zelenaya (p) - protonoobogashennym

Odnoi iz stupenei nukleosinteza yavlyalos' obrazovanie ¹²S. Kak bylo pokazano, uglerod mozhet byt' obrazovan v rezul'tate reakcii

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

Odnako yadro ⁸Be yavlyaetsya nestabil'nym po otnosheniyu k raspadu na dve $\alpha$ -chasticy i zhivet 10^-16 s. Mezhdu tem pri temperature, blizkoi k 10⁸ K, i plotnosti poryadka 10⁵ g/sm² tri yadra ⁴Ne mogut obrazovat' yadro ¹²S v rezul'tate dvuhstupenchatoi reakcii

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

vtoraya chast' kotoroi nosit rezonansnyi harakter. Eta reakciya pozvolyaet ob'yasnit' sushestvovanie ugleroda, a s nim i drugih nablyudaemyh izotopov. Na kazhdoi stadii sliyaniya yader, iniciiruemyh vzryvami vneshnei obolochki zvezd, obrazuyutsya vs¸ bolee tyazhelye yadra ⁴Ne, ¹²S, ¹⁶O, ²⁸S, ⁵⁶Fe. Pri etom processy obrazovaniya soprovozhdayutsya i processami raspada etih yader. V etom sluchae v naibolee blagopriyatnyh usloviyah nahodyatsya izotopy, imeyushie naibol'shuyu stabil'nost' (energiya svyazi na nuklon maksimal'na). K takim otnosyatsya yadra v oblasti A $\approx$ 60. Eto ob'yasnyaet povyshenie soderzhaniya yader gruppy zheleza. Neskol'ko inoi mehanizm obrazovaniya yader tyazhelee zheleza - eto posledovatel'nye reakcii radioaktivnogo zahvata neitronov elementami gruppy zheleza. Nalichie dvoinyh pikov v krivoi rasprostranennosti elementov (ris. 2) svidetel'stvuet o dvuh razlichnyh processah zahvata neitronov - r- i s-processah. Eti dva processa sootvetstvuyut razlichnym neitronnym plotnostyam. V sluchae malyh plotnostei neitronov (s(slow)-process) pri radiacionnom zahvate (A, Z ) + n $\rightarrow$ (A + 1, Z ) + $\gamma$ obrazuetsya izotop s massoi na edinicu bol'she, chem massa yadra misheni. Esli konechnoe yadro (A + 1,Z ) stabil'no, to na nem takzhe mozhet proizoiti radiacionnyi zahvat s obrazovaniem novogo izotopa (A + 2,Z ). Pri malyh potokah yadro (A + x,Z ) raspadaetsya ran'she, chem poglotit neitron. V osnovnom ono raspadaetsya putem $\beta$ -raspada, v rezul'tate kotorogo obrazuyutsya novoe yadro (A + x, Z + 1) ili zhe celaya cepochka yader, zakanchivayushayasya na yadre, vremya zhizni kotorogo budet dostatochno bol'shim dlya togo, chtoby proizoshel novyi radiacionnyi zahvat. Etot process povtoryaetsya mnogokratno i privodit k obrazovaniyu neitronodeficitnyh yader s massoi do 200. Posle etogo yadra s bol'shoi veroyatnost'yu delyatsya, chto preryvaet s-process. Pri bol'shih plotnostyah neitronov (r(rapid )-process) yadro (A + x,Z ) poglotit neitrony ran'she, chem raspadetsya, i proishodyat novye radiacionnye zahvaty. Eto proishodit do teh por, poka cepochka zahvatov ne doidet do izotopa s ochen' malym periodom poluraspada, i my pridem k predydushemu sluchayu.

Na ris. 3 pokazany cepochki r- i s-processov obrazovaniya izotopov iz yadra ⁵⁶Fe. Podtverzhdeniem sushestvovaniya r- i s-processov yavlyaetsya povyshennoe soderzhanie izotopov pri N = 50, 82 i 126. Eksperimental'no pokazano, chto rasprostranennost' elementov obratno proporcional'na polnym secheniyam zahvata neitronov. Dlya yader s magicheskimi chislami (50, 82, 126) eto sechenie na neskol'ko poryadkov nizhe, chem dlya drugih sosednih yader. S tochki zreniya yadernoi fiziki etot rezul'tat yavlyaetsya proyavleniem magicheskih chisel. Dlya astrofiziki eto dokazatel'stvo sushestvovaniya s-processa.

Ris. 3. Cepochki bystrogo i medlennogo zahvata neitronov (r- i s-processy) dlya yadra ⁵⁶Fe. Tochechnye strelkami predstavleny al'ternativnye kanaly obrazovaniya ⁶⁵Su

Bylo predskazano takzhe sushestvovanie obolochki s chislom protonov Z = 114 i sootvetstvenno povyshenie stabil'nosti sverhtyazhelyh yader vblizi dvazhdy magicheskogo yadra ²⁹⁸114 (114 protonov i 184 neitrona). Raschety, provedennye po obolochechnoi modeli, pokazali vozmozhnost' sushestvovaniya takogo sverhtyazhelogo yadra s periodom poluraspada do ~10⁸ let. Hotya tochnost' takih raschetov nevelika i oni skoree nosyat kachestvennyi harakter, poslednie opyty po sintezu tyazhelyh izotopov 110-go elementa (²⁷²110) pokazali, chto nablyudaetsya povyshenie stabil'nosti sverhtyazhelyh yader po otnosheniyu k $\alpha$ -raspadu [4], chto yavlyaetsya dopolnitel'nym podtverzhdeniem vozmozhnogo sushestvovaniya sverhtyazhelyh yader vblizi Z = 114. Vmeste s tem aktivnye poiski v prirodnyh ob'ektah (kosmicheskih luchah, materialah, lunnyh obrazcah, koncentratah tyazhelyh himicheskih elementov zemnyh obrazcov) ne dali polozhitel'nogo rezul'tata [5]. Seichas gotovitsya neskol'ko eksperimentov na uskoritelyah v Dubne i Darmshtadte (Germaniya), napravlennyh na iskusstvennyi sintez sverhtyazhelyh elementov v yadernyh reakciyah s tyazhelymi ionami, no estestvenno s men'shimi vremenami zhizni. Takim obrazom, v blizhaishee vremya, navernoe, budet dan otvet na vopros sushestvovaniya sverhtyazhelyh elementov.

Govorya o probleme zvezdnogo nukleosinteza, nel'zya takzhe ne upomyanut' o nekotoryh processah, proishodyashih v zvezdah i v tom chisle na Solnce, kotorye sushestvenno menyayut nachal'nuyu rasprostranennost' elementov. V pervuyu ochered' eto otnositsya k tak nazyvaemomu CNO-ciklu, v kotorom uglerod, azot i kislorod igrayut rol' katalizatora v obrazovanii 4p $\rightarrow$ ⁴Ne (ris. 4).

Ris. 4. “Holodnyi” i “goryachii” CNO-cikly. Ukazany periody poluraspada T_1/2 dlya izotopov ¹³N, ¹⁴O,¹⁵O

Yadernaya kosmohronologiya

Kosmohronologiya opredelyaet vremya proishodivshih vo Vselennoi sobytii putem izucheniya izmeneniya otnositel'noi rasprostranennosti izotopov s bol'shimi periodami poluraspada. S etoi cel'yu issleduetsya soderzhanie roditel'skih i dochernih yader s periodom poluraspada, lezhashim v intervale 10⁶-10¹⁰ let.

Naibolee udobnymi dlya etogo yavlyayutsya cepochki

[⁴⁰K (1,3 $\cdot$ 10⁹ let) ⁴⁰Ar,

⁸⁷Rb (4,8 $\cdot$ 10¹⁰ let) ⁸⁷Sr,

²³²Th (1,4 $\cdot$ 10¹⁰ let) ²⁰⁸Pb,

²³⁸U (4,5 $\cdot$ 10⁹ let) ²⁰⁶Pb].

Vse eti izotopy obrazovalis' v rezul'tate r-processa. Stareishie obrazcy zemnogo i lunnogo proishozhdeniya, a takzhe meteoritov imeyut vozrast do 4,55 Glet (4,55 $\cdot$ 10⁹ let). Issledovaniya v nih dochernih aktivnostei pokazali, chto vozrast Solnechnoi sistemy sostavlyaet 4,6-4,8 Glet i posledovatel'nost' ee evolyucii sleduyushaya:

1) bol'shoi vzryv, privedshii k obrazovaniyu neitral'nyh atomov (~10⁶ let);

2) uplotnenie galaktik i obrazovanie zvezd (vremennoi interval $\delta$ ~ 1-2 Glet);

3) nukleosintez v zvezdah, vedushii k obrazovaniyu sushestvuyushih himicheskih elementov (vremennoi interval $\Delta$ );

4) obrazovanie Solnechnoi sistemy iz ostatkov rannih zvezd (vremennoi interval T_C = 4,6 Glet).

Takim obrazom, vozrast Vselennoi opredelyaetsya kak

$T_{V} = \delta + \Delta + T_{C}$ .

Dlya nahozhdeniya etih vremen obychno sravnivayut nablyudaemoe soderzhanie togo ili inogo izotopa i ih sootnoshenie s vychisleniyami po kakoi-libo modeli. Raschety dlya yader s massoi legche 200 obychno uslozhnyayutsya iz-za neobhodimosti uchityvat' vklad v ih obrazovanie r- i s-processov. Dlya bolee tyazhelyh yader mozhno rassmatrivat' vklad tol'ko r-processa. Tak, sootnoshenie ²³⁵U / ²³⁸U menyaetsya so vremenem iz-za raznogo perioda poluraspada. V nastoyashee vremya ego znachenie (0,00720) sil'no otlichaetsya ot ih soderzhaniya v moment obrazovaniya Solnechnoi sistemy (0,29). V process obrazovaniya ²³⁸U vnosyat vklad posle $\beta$ -raspada izotopy s massoi 238, obrazuyushiesya v rezul'tate r-processa i $\alpha$ -raspada yader s massoi 242, 246 i 250. Yadra s massoi vyshe 250 imeyut korotkii period poluraspada po otnosheniyu k spontannomu deleniyu i poetomu ne vnosyat sushestvennogo vklada v obrazovanie ²³⁸U. S uchetom etogo mozhno ocenit' sootnoshenie ²³⁵U i ²³⁸U, obrazuyushihsya v r-processe. Na ris. 5 pokazany rezul'taty ocenki otnosheniya ²³⁵U / ²³⁸U v zavisimosti ot vremeni. Takie zhe raschety provodyat dlya bolee legkih yader. V etom sluchae prihoditsya uchityvat' vklad s-processa, a takzhe strukturu samih yader (to est' shemu yadernyh uravnenii), kotorye zaselyayutsya s raznoi veroyatnost'yu. Etu informaciyu o strukture yadernyh urovnei poluchayut iz eksperimentov, provodimyh na uskoritelyah v laboratornyh usloviyah.

Ris. 5.Soderzhanie ²³⁵U po otnosheniyu k ²³⁸U v zavisimosti ot vremeni s momenta obrazovaniya Vselennoi do nashego vremeni, kogda eto sootnoshenie sostavlyaet 0,0072

Yaderno-fizicheskie eksperimenty i astrofizika

Kak sleduet iz skazannogo vyshe, fundamental'nye problemy astrofiziki - processy vydeleniya energii pri obrazovanii i vzryve zvezd, a takzhe nukleosintez - neposredstvenno svyazany s fizikoi elementarnyh chastic, a takzhe s issledovaniyami metodami yadernoi fiziki effektivnyh sechenii reakcii vzaimodeistviya, mass i vremen zhizni yader po otnosheniyu k razlichnomu vidu raspadov yader.

Vazhnuyu rol' v processah nukleosinteza igrayut yadernye reakcii, idushie s zahvatom protonov, neitronov ili $\alpha$ -chastic razlichnymi yadrami, v tom chisle i nestabil'nymi. Opredelenie skorosti protekaniya etih reakcii yavlyaetsya slozhnoi eksperimental'noi zadachei. Dlya modelirovaniya v laboratoriyah uslovii etih processov neobhodimo imet' shirokii diapazon radioaktivnyh yader, kotorye igrayut osnovnuyu rol' pri vzryve zvezd. Takaya vozmozhnost' poyavilas' s sozdaniem uskoritel'nyh kompleksov puchkov radioaktivnyh yader. S pomosh'yu takih puchkov issleduyut harakteristiki reakcii, ispol'zuya pri etom misheni iz vodoroda i geliya. Privedem neskol'ko primerov takih reakcii. V poslednee vremya astrofiziki aktivno obsuzhdayut sushestvovanie neodnorodnostei v raspredelenii adronnoi materii. Pri etom soderzhanie elementov s A $\approx$ 7 mozhet byt' gorazdo vyshe togo, chto predskazyvaetsya standartnoi model'yu. Dlya nukleosinteza v takom neodnorodnom (big band) processe principial'nymi yavlyayutsya reakcii tipa ⁸Li( $\alpha$ , n)¹¹B; ⁶He( $\alpha$ , n)⁹Be. Pri modelirovanii goryachego proton-protonnogo kanala, kotoryi mozhet vozniknut' pri vzryve sverhnovyh, predstavlyaet interes izmerenie skorosti protekaniya takih reakcii, kak ⁷Ve( $\rho, \gamma$ )⁸V, ⁷Ve( $\rho, \gamma$ )⁹S, ⁸Ve( $\rho, \gamma$ )⁹S, ¹¹S( $\rho, \gamma$ )¹²N.

Klassicheskii SNO-cikl v zvezdah protekaet togda, kogda reakciya ¹³N( $\rho, \gamma$ )¹⁴O bolee veroyatna, chem $b$ -raspad yadra ¹³N. Eti processy igrayut vazhnuyu rol' v obrazovanii supernovyh i supermassivnyh ob'ektov. Dlya issledovaniya CNO-cikla mozhno ispol'zovat' takie reakcii s radioaktivnymi yadrami, kak ¹⁹Ne( $\rho, \gamma$ )²⁰Na, ¹⁴O( $\alpha, \rho$ )¹⁷F, ¹⁵O( $\alpha, \gamma$ )¹⁹Ne.

Drugoi nepryamoi sposob opredeleniya skorosti reakcii, a takzhe issledovaniya nukleosinteza sostoit v poluchenii metodami yadernoi fiziki spektroskopicheskih dannyh o yadrah, udalennyh ot linii stabil'nosti. Eti dannye neposredstvenno ispol'zuyutsya dlya opisaniya s- i r-processov. Osobenno vazhno znat' s vysokoi tochnost'yu harakteristiki raspada yader v povorotnyh tochkah r-processa. Sredi poslednih uspehov yadernoi fiziki - obnaruzhenie i issledovanie novyh vidov radioaktivnogo raspada: $\beta$ -zapazdyvayushego deleniya, protonnogo raspada, klasternogo raspada i dr. Uchet etih vidov raspada sushestvenno vliyaet na raschet cepochek obrazovaniya nuklidov i yavlyaetsya vazhnoi problemoi, svyazyvayushei yadernuyu fiziku i astrofiziku. Eto lish' neskol'ko primerov svyazi fiziki atomnogo yadra s makroskopicheskoi fizikoi. Nesmotrya na maloe chislo chastic, uchastvuyushih v formirovanii atomnogo yadra (ne bolee 300), oni predstavlyayut soboi unikal'nuyu sistemu dlya modelirovaniya problem makromira. V laboratornyh usloviyah s pomosh'yu yadro-yadernyh stolknovenii, realizuemyh na sovremennyh uskoritelyah tyazhelyh ionov pri energiyah v neskol'ko sot MeV na nuklon, mozhno poluchat' yadra s neobychnymi svoistvami, tak nazyvaemye ekzoticheskie yadra (s vysokoi temperaturoi, vysokim uglovym momentom, sostoyashie prakticheski iz odnih neitronov, superdeformirovannye), kotorye v principe realizuyutsya v kosmicheskih processah.

Na ris. 6 predstavlena zavisimost' temperatury yadra ot ego energii vozbuzhdeniya, proporcional'noi energii bombardiruyushei chasticy. Eti dannye polucheny v treh eksperimentah: pri nizkih energiyah v Dubne, pri energii vozbuzhdeniya 2-8 MeV v CERN (Shveicariya) i 8-15 MeV v Darmshtadte (Germaniya).

Ris. 6.Eksperimental'naya zavisimost' temperatury yadra ot ego energii vozbuzhdeniya. Dannye polucheny v OIYaI (Dubna), GSI (Germaniya) i CERN (Shveicariya). Eksperimental'nye tochki mezhdu krivymi sootvetstvuyut fazovomu perehodu zhidkost'-gaz

Vidno, chto s rostom energii vozbuzhdeniya diapazon 2-8 MeV temperatura yadra ne uvelichivaetsya, togda kak pri nizkih energiyah proishodit rezkoe uvelichenie temperatury, tak zhe kak i pri ochen' vysokih energiyah. Etot sensacionnyi rezul'tat demonstriruet, vo-pervyh, vozmozhnost' dostizheniya v yadernyh reakciyah temperatur, kotorye sushestvuyut tol'ko v moment obrazovaniya zvezd, vo-vtoryh, podtverzhdaet sushestvovanie fazovyh perehodov v goryachih ob'ektah, chto predpolagalos' pri rassmotrenii rasshiryayusheisya Vselennoi i vzryve zvezd. Eto lish' neskol'ko primerov, pokazyvayushih vozmozhnosti metodov yadernoi fiziki v issledovanii kosmicheskih ob'ektov i svoistv Vselennoi. V svyazi s ogranichennym ob'emom publikacii avtor ne smog ostanovit'sya na takih problemah, kak, naprimer, izmerenie potoka solnechnyh neitrino, issledovanie svoistv neitronnyh yader (yader, sostoyashih iz neskol'kih protonov i bol'shogo chisla neitronov). V celoe napravlenie yadernoi fiziki vylilas' fizika kosmicheskih luchei, gde v poslednee vremya obnaruzheny interesneishie yavleniya.

Formirovanie nashih predstavlenii ob obrazovanii Vselennoi, nukleosinteze, svoistvah novyh zvezdnyh obrazovanii prodolzhaetsya, i oni nerazryvno svyazany s nakopleniem novyh dannyh v yadernoi fizike i fizike elementarnyh chastic. Poetomu opisyvaemye v pervyh treh razdelah mehanizmy obrazovaniya Vselennoi i nukleosinteza predstavlyayut soboi odnu iz gipotez, osnovannyh na sovremennyh predstavleniyah yadernoi astrofiziki, osnovnoi zadachei kotoroi yavlyaetsya postroenie edinoi kosmologicheskoi modeli.

Literatura


[1].	Volanten L. Subatomnaya fizika yadra i chasticy. M.: Mir, 1986. T. 1.
[2].	Ginzburg V.L. O fizike i astrofizike. M.: Nauka, 1974.
[3].	Narlikar Dzh. Neistovaya vselennaya. M.: Mir, 1985.
[4].	Penionzhkevich Yu.E. Fizika ekzoticheskih yader // Sorosovskii Obrazovatel'nyi Zhurnal. 1995. No 1. S. 92-98.
[5].	Flerov G.N., Il'inov F.S. Na puti k sverhelementam. M.: Pedagogika, 1977. (B-chka «Detskoi enciklopedii»).

Prilozhenie 1

Fundamental'nye Chasticy

fermiony
leptony (spin 1/2)
chastica	anti-chastica	massa, MeV/s²	elektr. zaryad	vremya zhizni, s
Elektron e^-	e⁺	0,511	$\pm$ 1	Stab.
Elektronnoe neitrino $\nu_{e}$	$\bar{\nu}_{e}$	< 46 eV/s²	0	Stab.
Myuon $\mu$	$\mu^{+}$	105,66	$\pm$ 1	2,2 $\cdot$ 10^-6
Myuonnoe neitrino $\nu_{\mu}$	$\bar{\nu}_{\mu}$	< 0,50	0	Stab.
Tau $\tau^{-}$	$\tau^{+}$	1784	$\pm$ 1	3,4 $\cdot$ 10^-13
Tau-neitrino $\nu_{\tau}$	$\bar{\nu}_{\tau}$	<164	0	Stab.

fermiony
kvarki (spin 1/2)
nazvanie	massa, GeV/s²	elektr. zaryad
Verhnii u	4 $\cdot$ 10^-3	2/3
Nizhnii d	7 $\cdot$ 10^-3	-1/3
Ocharovannyi s	1,5	2/3

bozony
(spin 1)
nazvanie	massa, GeV/s²	elektr. zaryad
Foton $\gamma$	0	0
W	80,6	$\pm$ 1
Z⁰	91,16	+1
Glyuon g	0	0

Fermionnye adrony
(bariony i antibariony)
nazvanie	kvarkovyi sostav	elektr. zaryad	massa, GeV/s²	spin
Proton p	uud	1	0,938	1/2
Antiproton $\bar{\mbox{p}}$	$\bar{\mbox{u}}\bar{\mbox{u}}\bar{\mbox{d}}$	-1	0,938	1/2
Neitron n	udd	0	0,940	1/2
Lyambda $\Lambda$	uds	0	1,116	1/2
Omega $\Omega^{-}$	sss	-1	1,672	3/2

Bozonnye adrony
(mezony)
nazvanie	kvarkovyi sostav	elektr. zaryad	massa, GeV/s²	spin
Pion $\pi^{+}$	u $\bar{\mbox{d}}$	0,140	0
Kaon K^-	s $\bar{\mbox{u}}$	-1	0,494	0
Ro $\rho^{+}$	u $\bar{\mbox{d}}$	+1	0,770	1
D⁺	c $\bar{\mbox{d}}$	+1	1,869	0
Eta-c $\eta_{c}$	c $\bar{\mbox{c}}$	0	2,980	0

Publikacii s klyuchevymi slovami: yadernye reakcii - fizika vysokih energii - nukleosintez - Kosmologiya Publikacii so slovami: yadernye reakcii - fizika vysokih energii - nukleosintez - Kosmologiya
Sm. takzhe: Razlozhenie dalekogo sveta Himicheskie elementy v ostatkah zvezdy Formirovanie galaktik v magnitnoi Vselennoi "Effekty" Zel'dovicha, zapechatlennye na nashem nebe Sverhnovaya 1994D i neozhidannaya Vselennaya Kuda smeshaetsya krasnoe smeshenie? Samaya dalekaya sverhnovaya tipa Ia Vse publikacii na tu zhe temu >>

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Astrometriya - Astronomicheskie instrumenty - Astronomicheskoe obrazovanie - Astrofizika - Istoriya astronomii - Kosmonavtika, issledovanie kosmosa - Lyubitel'skaya astronomiya - Planety i Solnechnaya sistema - Solnce