Физическая энциклопедия - ядерная астрофизика
Ядерная астрофизика
включает исследование всех яд. процессов, происходящих в звёздах и др. косм. объектах. В нек-рой степени она перекрывается с физикой косм. лучей и нейтринной астрофизикой. Яд. процессы, т. е. яд. реакции и слабые вз-ствия, приводят к выделению (поглощению) энергии, а также к образованию (распаду) разл. хим. элементов. В задачи Я. а. входит гл.
обр. определение вероятности разных яд. процессов и их энергетич. эффекта. Эти данные используются в теории эволюции звёзд и в теории нуклеосинтеза. Для теории эволюции звёзд наиболее важны яд. реакции между заряженными ч-цами, включая протоны, альфа-частицы и т. д. Они происходят внутри звёзд в условиях термодинамич. равновесия при максвелловском распределении ч-ц по скоростям.
Поэтому скорость таких термояд. реакций пропорц. вероятности преодоления кулоновского барьера, усреднённой по равновесному распределению относит. скоростей ч-ц. В результате интенсивность термояд. реакций и их энерговыделение резко возрастают с темп-рой. Весьма важен учёт электронного экранирования в плазме, к-рое снижает высоту барьера и облегчает протекание яд. реакций. Для вычисления скоростей реакций используются наряду с эксперим. данными разл. теоретич. модели ядер. Процессы слабых вз-ствий часто входят в цепочку яд. процессов, в частности в первую реакцию водородного цикла 1H+1HВ®-D+e+ +n, где е+позитрон, n нейтрино. На поздних стадиях эволюции звёзд, когда эл-ны становятся вырожденными, для слабых вз-ствий характерен запрет на радиоактивный бета-распад ядер. Для этих же условий характерны электронные захваты (при непрерывном энергетическом спектре электронов, в отличие от обычного в земных условиях К-захвата). Я. а. приводит к выводу о существовании определённых выделенных стадий термояд. горения в ходе эволюции звезды. Длительное существование звёзд на главной последовательности обязано водородной стадии горения (водородному циклу или углеродному циклу яд. реакций). За водородным горением следует гелиевое горение с реакцией синтеза углерода из трёх ядер гелия. Гелиевое горение свойственно звёздам типа гигантов и сверхгигантов. После гелиевого горения последовательно наступают углеродная, неоновая, кислородная и, наконец, кремниевая стадии горения.Каждая стадия состоит из сложной системы осн. и второстепенных яд. процессов, из к-рых лишь первые существенны для энергетич. эффекта. Второстепенные реакции, однако, важны в нуклеосинтезе. Осн. реакции после-гелиевых стадий типа (ag) сопровождаются второстепенными: (ap), (pg), (an), (ng) и т. д. В конце кремниевого горения темп-ра в центре звезды увеличивается до =3•109К (рост темп-ры и плотности по закону T=r1/3 составляет суть эволюции звезды).
В этих условиях эффективная энергия теплового движения реагирующих ч-ц достигает =1 МэВ, кулоновский барьер практически исчезает и наступает яд. статистич. равновесие. Нек-рое различие концентраций нейтронов и протонов по сравнению с нач. составом звезды явл. результатом неравновесных слабых вз-ствий. Равновесное горение характерно для начала и хода гравитационного коллапса последнего этапа эволюции звезды перед переходом её в состояние нейтронной звезды. В оболочке коллапсирующей звезды, однако, происходят яд. реакции предыдущих стадий, но во взрывном режиме. Им сопутствует взрывной нуклеосинтез.В немалой степени эти взрывные процессы влияют на сброс оболочки, т. е. на вспышку сверхновой звезды. При гравитац. коллапсе и вспышке сверхновой звезды образуется заметное количество свободных нейтронов, роль к-рых на более ранних стадиях была невелика. В присутствии элементов группы железа свободные нейтроны быстро захватываются этими элементами (т.
н. r-процесс), что ведёт к образованию всех более тяжёлых хим. элементов и увеличению их доли в изотопном составе вещества Вселенной. Синтезу тяжёлых элементов содействуют также реакции со свободными протонами. Я. а. изучает яд. процессы в звёздах, основываясь на материале эксперим. яд. физики, к-рая непрерывно совершенствуется.
В Я. а. появляются новые области исследования, в частности нейтринный нуклеосинтез. Мощный поток нейтрино, порождённый коллапсом звезды, вызывает яд. превращения в окружающем её в-ве. Этот процесс даёт вклад в образование самых лёгких ядер (помимо реакции скалывания) и обойдённых ядер (помимо реакций с быстрыми протонами). Ещё можно указать на нуклеосинтез очень тяжёлых ядер благодаря делению и бета-распадам в сгустках в-ва, гипотетически выброшенного из недр нейтронных звёзд.
Прежде образование сверхтяжёлых элементов с трудом объяснялось r-процессом (см. НУКЛЕОСИНТЕЗ). .Вопрос-ответ:
Похожие слова
Самые популярные термины
1 | 499 | |
2 | 415 | |
3 | 409 | |
4 | 403 | |
5 | 393 | |
6 | 392 | |
7 | 390 | |
8 | 383 | |
9 | 378 | |
10 | 374 | |
11 | 372 | |
12 | 364 | |
13 | 360 | |
14 | 359 | |
15 | 358 | |
16 | 357 | |
17 | 356 | |
18 | 353 | |
19 | 350 | |
20 | 340 |