ядерная астрофизика

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 ⁵⁶Со, 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.

   <<      Предметный указатель      >>