взрывной нуклеосинтез

ВЗРЫВНОЙ НУКЛЕОСИНТЕЗ в астрофизике- образование хим. элементов в ядерных реакциях, происходящих во время потери звездой гидростатич. равновесия и её полного или частичного разрушения, напр. при вспышках сверхновых звёзд. В. н. привлекают для объяснения наблюдаемой распространенности элементов. Считается, что В. н. ответствен (по крайней мере частично) за образование хим. элементов от углерода до элементов группы железа включительно, т. е. нуклидов с атм. номерами , а также части изотопов с Z>28.

В. н. протекает за время (0,1 - 10) с - характерное время взрыва. Темп-pa вещества в зоне В. н. может составлять Т~10⁹-10¹⁰ К, а плотность достигать 10¹⁰ г/см³. Быстрый нагрев вещества до подобных темп-р обеспечивается, по совр. представлениям, либо прохождением по нему сильной ударной волны, возникающей при коллапсе ядра звезды [в звёздах с массами , где - масса Солнца], либо самими термоядерными реакциями, протекающими с выделением энергии (в звёздах с М<(8-10) , взрыв к-рых вызывается неустойчивостью термоядерного горения в вырожденном гелиевом или углеродно-кислородном ядре звезды).

Для синтеза нуклидов с 6[Z[28 исходным материалом могут служить ядра Не, С, О, Ne, Si, образовавшиеся на более ранних, гидростатич. этапах эволюции звезды. Основными при взрывном горении ⁴He, ¹²C, ¹⁶O являются реакции слияния трёх -частиц (⁴He), а также парного взаимодействия ядер ¹²C, ¹⁶O.

Помимо них, при высоких темп-pax, свойственных В. н., важную роль играют реакции с участием a-частиц, протонов (р) и нейтронов (n):

а также обратные к ним реакции. При синтезе элементов тяжелее Si(Z>14) наиб. важным оказывается присоединение -частиц к уже имеющимся ядрам, что приводит к последоват. увеличению их ат. номера вплоть до 28. При взрывном горении Si источником -частиц является реакция фотодиссоциации ²⁸Si²⁴Mg под действием -фотона.

Если при взрыве темп-pa вещества достигнет5*10⁹ K, то все прямые и обратные ядерные реакции, обусловленные сильным и эл--магн. взаимодействиями, успеют за время, много меньшее времени взрыва, прийти в состояние детального баланса,- в веществе установится ядерное статистич. равновесие (NSE). Состав вещества при NSE не зависит от того, какие ядра брались в качестве начальных, и определяется только темп-рой, плотностью и избытком нейтронов , где N и P - полные числа нейтронов и протонов в единице объёма, включая находящиеся в составе ядер. В типичных условиях взрывов сверхновых при NSE вещество должно состоять из элементов группы железа.

Для получения наблюдаемой распространённости элементов с Z от 6 до 28 требуется комбинация процессов В. н., протекающих как в условиях NSE или близких к нему (для образования элементов группы железа), так и в разл. неравновесных условиях (для образования более лёгких нуклидов). Изотопный состав синтезируемых ядер в основном зависит от значения , и в гораздо меньшей степени от темп-ры, плотности или исходных ядер (в случае неравновесно протекавшего нуклеосинтеза). Для получения наблюдаемого изотопного состава элементов с 6[Z[28 необходимо, чтобы 0,002. Образование хим. элементов с Z[28 при взрывах сверхновых подтверждается прямыми наблюдениями оптич. спектров сверхновых и рентг. спектров их остатков, свидетельствующих о присутствии элементов группы железа и более лёгких элементов в выбрасываемом при взрыве веществе.

Для нуклидов с Z>28 реакции с -частицами и протонами из-за высокого кулоновского барьера оказываются неэффективными. Образование столь тяжёлых элементов возможно в реакциях захвата нейтронов. Анализ изотопного состава элементов тяжелее железа определённо показывает, что часть изотопов была синтезирована в условиях, когда реакции захвата нейтронов протекали значительно быстрее, чем -распады образующихся нестабильных нуклидов, т. е. за времена, сравнимые с характерным временем взрыва звезды (т. н. г-процесс; см. Ядерная астрофизика ).Для протекания г-процесса требуется высокая концентрация в веществе свободных нейтронов. При взрывах звёзд причиной этому может быть, напр., диссоциация тяжёлых ядер на свободные нейтроны и протоны при гравитационном коллапсе или сильная нейтронизация вещества благодаря захватам электронов ядрами в условиях электронного вырождения.

Образование обойдённых ядер (не способных образоваться при захватах нейтронов) теория объясняет существованием р-процесса, т. е. захвата ядрами протонов в реакциях , (р, n), (р, 2n), а также процесса образования этих ядер в реакциях с участием нейтрино [напр., (A,Z)(A,Z+l)+e^-], излучаемых коллапсирующими ядрами звёзд. В реакциях с нейтрино возможно также образование ряда лёгких элементов.

Лит.: Фаулер У. А., Экспериментальная и теоретическая ядерная астрофизика, поиски происхождения элементов, ''УФН'', 1985, т. 145, с. 441; Вurbidgе E. M. et al., Synthesis of the elements in stars, "Rev. Mod. Phys.", 1957, v. 29, p. 547; Trimble V., The origin and abundances of the chemical elements, там же, 1975, v. 47, p. 877. A. M. Хохлов.

   <<      Предметный указатель      >>