Автор работы: Пользователь скрыл имя, 08 Ноября 2015 в 16:16, реферат
Ядерная астрофизика - раздел астрофизики, тесно связанный с ядерной физикой и с теорией взаимодействий элементарных частиц. Перекрывается с физикой космических лучей и с нейтринной астрофизикой. Ядерная астрофизика использует достижения лабораторной и теоретической ядерной физики для объяснения источников энергии астрономических объектов, происхождения химических элементов, для космохронологии. В свою очередь, некоторые астрономические наблюдения позволяют наложить ограничения на ряд параметров теории взаимодействий элементарных частиц с точностью, которую невозможно достичь в лабораторных экспериментах (особенно для слабовзаимодействующих частиц, например нейтрино).
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. 4. 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.
Рисунок 4 - Кривая распространённости элементов. Верхняя кривая с двойными (r и s) пиками соответствует нейтронно-избыточным изотопам, нижняя (p) протонно-обогащённым изотопам.
Одной из ступеней нуклеосинтеза являлось образование 12С. Как было показано, углерод может быть образован в результате реакции
4Не + 8Bе → 12C + γ.
Однако ядро 8Ве является нестабильным по отношению к распаду на две α-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 + 4Не → 8Be + 4He → 12C + γ,
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 = 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 —► (A + 1, Z) + γ 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 β-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 рисунке 5 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.
Рисунок 5 - Цепочки быстрого и медленного захвата нейтронов (r- и s-процессы) для ядра 56Fe. Точечные стрелками представлены альтернативные каналы образования 65Cu
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 оболочеч- ной 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 а - 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 — 4Не (рис. 6).
Рисунок 6 - “Холодный” и “горячий” CNO-циклы. Указаны периоды полураспада Т1/2 для изотопов 13N, 14O, 15O
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
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 • 109 лет). Исследования в них дочерних активностей показали, что возраст Солнечной системы составляет 4,6-4,8 Глет и последовательность ее эволюции следующая:
Таким образом, возраст Вселенной определяется как
ТВ =
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 β-распада изотопы с массой 238, образующиеся в результате r-процесса и α-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.
Рисунок 7 - Содержание 235U по отношению к 238U в зависимости от времени с момента образования Вселенной до нашего времени, когда это соотношение составляет 0,0072
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 -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 7 может быть гораздо выше того, что предсказывается стандартной моделью. Для нуклеосинтеза в таком неоднородном (big band) процессе принципиальными являются реакции типа 8Li( , n)11B; 6He( , n)9Be. При моделировании горячего протон-протонного канала, который может возникнуть при взрыве сверхновых, представляет интерес измерение скорости протекания таких реакций, как 7Ве( )8В, 7Ве( )9С, 8Ве( )9С, 11С( )12N.
Классический CNO-цикл в звездах протекает тогда, когда реакция 13N( )14О более вероятна, чем -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( )20Na, 14O( )17F, 15O( )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 г-процесса. Среди последних успехов ядерной физики — обнаружение и исследование новых видов радиоактивного распада: Р-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). 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 наравление ядерной физики вылилась физика космических лучей, где в последнее время обнаружены интереснейшие явления.
Рисунок 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
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.