ПИКНОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ

ПИКНОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ

(от греч. pyknos- плотный) - ядерные реакции, протекающие в достаточно плотном и холодном(вплоть до Т =0) кристаллич. веществе за счёт нулевых колебаний реагирующих ядер в узлах кристаллич. решётки. Скорость П. р. не зависитот темп-ры, но зависит от плотности. Для осуществления ядерной реакциипрежде всего необходимо, чтобы реагирующие ядра квантовомеханич. образомпреодолели кулоновский барьер, обусловленный эл.-статич. отталкиваниемядер. Осн. отличие П. р. от термоядерных состоит в том, что в П. р. прохождениесквозь кулоновский барьер осуществляется за счёт нулевых колебаний ядер, <а в термоядерных - благодаря тепловому движению ядер. При высоких темп-paxреакции идут как термоядерные, а при низких - как пикноядерные. Приближённоможно считать, что переход от одного режима к другому происходит при Дебаятемпературе кристаллич. решётки где -характерная частота колебаний ядер в решётке. При Т амплитудаколебаний ядра вблизи узла решётки r где М - масса ядра. Скорость П. p. Q (кол-во реакций в единицеобъёма вещества в единицу времени) можно оценить по ф-ле

Здесь п - концентрация ядер, R~ n^-1/3 - расстояние между соседними ядрами в узлах решётки, Р - коэф. прохождения сквозь кулоновский барьер,- сечение ядерной реакции, делённое на коэф. прохождения сквозь барьерпри относит. энергии ядер - астрофиз. фактор, плавно зависящий от В земных условиях порядка нескольких сотых эВ,.~ 10^-8 см. Поэтому коэф. прохождения сквозь барьер чрезвычайномал, П. р. идут очень медленно и обычно не играют никакой роли.
П. р. могут быть важны в астрофиз. условиях- в вырожденных ядрах белых карликов и оболочках нейтронных звёзд, гдеплотность вещества можетдостигать 10⁸ - 10¹⁰ г/см ³ при Т<В этих условиях близка к плазменной частоте колебаний ядер решётки,где Ze - заряд ядра. Поэтому (R/r)² пропорц.т. е. с ростом плотности вещества вероятность прохождения сквозь барьеррастёт и П. р. идут всё более интенсивно. При этом растёт и темп-ра Дебая ( А- массовое число иона,в г/см ³), благодаря чему расширяется диапазон темп-р, где реакцииявляются пикноядерными.
Впервые на возможность осуществления П. <р. в достаточно холодном и плотном звёздном веществе указал, по-видимому, <У. Уайлдхек в 1940 [1]. Простой и наглядный модельный расчёт скорости П. <р. выполнен Я. Б. Зельдовичем (1957) [2]. Наиб. детальный расчёт проделалиЭ. Солпитер и X. ван Хорн (1969) [3]. Строгий расчёт Q очень сложениз-за того, что преодолеваемый кулоновский барьер определяется не толькореагирующими ядрами, но и соседними ядрами кристаллич. решётки. Для показателяэкспоненты в ф-ле (*), определяющего самую существ. величину - коэф. прохождениясквозь барьер, расчёты дают где в г/см ³,- коэф., к-рый при расчётах в разл. приближениях оказывается равным 180- 200. Следует добавить, что скорости П. р. могут значительно возрастатьпри наличии большого числа дефектов кристаллич. решётки.

Лит.:1) Wildhасk W. A., The proton-deuterontransformation as a source of energy in dense stars, "Phys. Rev.", 1940,v. 57, p. 81; 2) 3ельдович Я. Б., О ядерных реакциях в сверхплотном холодномводороде, "ЖЭТФ", 1957, т. 33, с. 991; 3) Sа1реtеr Е. Е., Van Horn H. M.,Nuclear reaction rates at high densities, "Astrophys. J.", 1969, v. 155,p. 183.

Д. Г. Яковлев.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.