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 зависит от темп-ры, но зависит от плотности. Для осуществления ядерной реакции прежде всего необходимо, чтобы реагирующие ядра квантовомеханич. образом преодолели кулоновский барьер, обусловленный эл--статич. отталкиванием ядер. Осн. отличие П. р. от термоядерных состоит в том, что в П. р. прохождение сквозь кулоновский барьер осуществляется за счёт нулевых колебаний ядер, а в термоядерных - благодаря тепловому движению ядер. При высоких темп-pax реакции идут как термоядерные, а при низких - как пикноядерные. Приближённо можно считать, что переход от одного режима к другому происходит при Дебая температуре кристаллич. решётки где - характерная частота колебаний ядер в решётке. При Тамплитуда колебаний ядра вблизи узла решётки r где М - масса ядра. Скорость П. p. Q (кол-во реакций в единице объёма 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 барьер при относит. энергии ядер - астрофиз. фактор, плавно зависящий от В земных условиях порядка нескольких сотых эВ,R ~ 10^-8 см. Поэтому коэф. прохождения сквозь барьер чрезвычайно мал, 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, где плотность веществаможет достигать 10⁸ - 10¹⁰ г/см³ 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 барьер растёт и П. р. идут всё более интенсивно. При этом растёт и темп-ра Дебая(А - массовое число иона, в г/см³), благодаря чему расширяется диапазон темп-р, где реакции являются 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 проделали Э. Солпитер и X. ван Хорн (1969) [3]. Строгий расчёт Q очень сложен из-за того, что преодолеваемый кулоновский барьер определяется не только реагирующими ядрами, но и соседними ядрами кристаллич. решётки. Для показателя экспоненты в ф-ле (*), определяющего самую существ. величину - коэф. прохождения сквозь барьер, расчёты дают где в г/см³, - коэф., к-рый при расчётах в разл. приближениях оказывается равным 180 - 200. Следует добавить, что скорости П. р. могут значительно возрастать при наличии большого числа дефектов кристаллич. решётки.

Лит.: 1) Wildhасk W. A., The proton-deuteron transformation as a source of energy in dense stars, "Phys. Rev.", 1940, v. 57, p. 81; 2) 3ельдович Я. Б., О ядерных реакциях в сверхплотном холодном водороде, "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.

   <<      Предметный указатель      >>