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+1H®-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).

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

ЯДЕРНАЯ АСТРОФИЗИКА

-раздел астрофизики, тесно связанный с ядерной физикой и с теорией взаимодействий элементарных частиц. Перекрывается с физикой космических лучей и с нейтринной астрофизикой. Я. <а. использует достижения лаб. и теоретич. ядерной физики для объяснения источников энергии астр. объектов, происхождения хим. элементов, для космохронологии. В свою очередь, нек-рые астр. наблюдения позволяют наложить ограничения на ряд параметров теории взаимодействий элементарных частиц с точностью, к-рую невозможно достичь в лаб. экспериментах (особенно для слабовзаимодействующих частиц, напр. нейтрино).

Первым успешным применением ядерной физики для объяснения источника энергии звёзд были работы X. А. Бете (Н. A. Bethe), Ч. Кричфилда (С. Critchfield) и К. фон Вайцзеккера (С. von Weizsacker) по реакциям водородного цикла и углеродно-азотного цикла (кон. 30-х гг.). Эти реакций определяют эволюцию звёзд на стадии горения водорода в центре (т. н. звёзды гл. последовательности, в частности Солнце). На более поздних стадиях эволюции происходят реакции горения гелия, углерода, кислорода, неона, кремния и т. <п. ( см. Эволюция звёзд). Эти реакции являются результатом сильного, эл.-магн., а также слабого взаимодействий частиц (последнее важно особенно в реакциях нейтронизации вещества).

Специфика ядерных реакций в звёздах состоит в том, что они, как правило, протекают при энергиях (30 кэВ), значительно более низких, чем те энергии, при к-рых их изучают в лаб. условиях. (В лаб. условиях сечения реакций а измеряют при относительно высоких энергиях, поскольку при низких энергиях значения s малы и их трудно определить на фоне шумов.) Кроме того, в плотной звёздной плазме существенную роль играет экранирование заряж. частиц (вследствие этого помимо термоядерных реакций в звёздах могут происходить пикноядерные реакции). В астрофиз. условиях могут быть важны такие ядра, свойства к-рых почти невозможно изучать в земных экспериментах (напр., короткоживущие нуклиды, переобогащённые нейтронами). Всё это заставляет исследователей экстраполировать лаб. значения сечений взаимодействий к астрофиз. условиям или применять сложные теоретич. модели ядерной физики.

Ядерные реакции, по-видимому, являются осн. источником энергии также вспышек сверхновых звёзд типа Ia. Термоядерные взрывы при вспышках таких сверхновых сопровождаются выбросом больших кол-в радиоакт. изотопов ⁵⁶Ni (переходящих в ⁵⁶ Со, а затем в ⁵⁶Fe) и др. элементов, образуемых при взрывном нуклеосинтезе. Механизм взрыва сверхновых звёзд, связанных с гравитационным коллапсом (ныне принято отождествлять их со сверхновыми II типа), не установлен, тем не менее ясно, что взрывное энерговыделение в недрах сверхновой звезды порождает мощную ударную волну, за фронтом к-рой происходит нуклеосинтез, в частности синтез радиоактивного ⁵⁶Ni. Кол-во ⁵⁶Ni, выбрасываемого в межзвёздную среду при вспышке сверхновой звезды II типа, в неск. раз меньше, чем при вспышке типа Ia. Но частота вспышек II типа в галактике (типа нашей) выше, так что, вероятно, именно они играют важную роль в обогащении межзвёздной среды элементами "железного пика".

Одной из осн. задач Я. а., помимо объяснения энерговыделения в стационарных звёздах и при взрывах сверхновых (эти процессы сопровождаются синтезом элементов вплоть до железа), является объяснение происхождения хим. элементов тяжелее железа. Эти элементы образуются в осн. в результате двух процессов: медленного (s -процесс) и быстрого (r -процесс) захвата нейтронов промежуточными ядрами. Скорость захвата нейтронов в s -процессе меньше скорости b-распада ядер. В r -процессе эти скорости могут быть одного порядка, однако классическим r- про-цессом наз. захват нейтронов, скорость к-рого превышает скорость b-распада. В результате r -процесса образуются нейтронно-избыточные ядра. Процессы медленного и быстрого захвата нейтронов могут объяснить происхождение всех тяжёлых элементов, вплоть до трансурановых. Для образования нек-рых промежуточных (т. н. обойдённых) элементов важную роль может играть облучение вещества мощным потоком нейтрино от коллапсирующе-го ядра звезды (см. Нуклеосинтез, Распространённость элементов).

Справедливость осн. положений Я. а. подтверждается сравнением предсказаний теории эволюции звёзд с наблюдениями, объяснением особенностей кривых распространённости хим. элементов. Важным аргументом являются нейтринные наблюдения Солнца; имеющиеся расхождения между наблюдаемым нейтринным потоком и предсказаниями "стандартной" модели Солнца, скорее всего, объясняются эффектами взаимодействия нейтрино с солнечным веществом. Наблюдения нейтрино от вспышки Сверхновой 1987 А подтвердили справедливость осн. положений теории о роли взаимодействий элементарных частиц в ходе коллапса ядра звезды. Эти наблюдения, а также проверка теории эволюции красных гигантов (см. Красные гиганты и Сверхгиганты )и белых карликов позволяют получить важные ограничения на свойства нейтрино (напр., магн. момент нейтрино должен быть меньше 10^-11 магнетона Бора).

Помимо проблемы первичного нуклеосинтеза, к Я. а. примыкают и более фундам. задачи космологии, тесно связанные с теорией взаимодействий элементарных частиц, в частности проблемы первичных флуктуации (ведущих к образованию структуры Вселенной), проблема скрытой массы во Вселенной, проблема фундам. поля, приводящего к инфляционной стадии расширения Вселенной (см. Раздувающаяся Вселенная).

К актуальным нерешённым задачам Я. а. следует отнести проблему локализации r -процесса в нуклеосинтезе (тесно связанную с проблемой механизма взрыва сверхновых звёзд), ядерные процессы в аккреционных дисках (см. Аккреция )активных ядер галактик и квазаров, а также в источниках гамма-всплесков. С. И. Блинников.

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