Войти
Ядерная астрофизика - это междисциплинарная часть как ядерной физики, так и астрофизики, предполагающая тесное сотрудничество между исследователями в различных областях каждой из этих областей. Это включает, в частности, ядерные реакции и их скорость, поскольку они происходят в космической среде, и моделирование астрофизических объектов, где могут происходить эти ядерные реакции, а также рассмотрение космической эволюции изотопного и элементного состава (часто называемой химической эволюцией). Ограничения, связанные с наблюдениями, связаны с множеством мессенджеров по всему электромагнитному спектру ( ядерные гамма-лучи, рентгеновские лучи, оптика и радио / суб-миллиметровая астрономия ), а также изотопные измерения материалов солнечной системы, таких как метеориты и включения в них звездной пыли., космические лучи, материальные отложения на Земле и Луне). Эксперименты в области ядерной физики рассматривают стабильность (т.е. время жизни и массы) атомных ядер, выходящие далеко за пределы режима стабильных нуклидов в область радиоактивных / нестабильных ядер, почти до пределов связанных ядер ( капельные линии ) и при высокой плотности (до к веществу нейтронной звезды ) и высокой температуре (температура плазмы до 10 9 К ). Теории и моделирование являются здесь важными частями, поскольку условия космической ядерной реакции не могут быть реализованы, но в лучшем случае частично аппроксимированы экспериментами. В общих чертах, ядерная астрофизика стремится понять происхождение химических элементов и изотопов, а также роль генерации ядерной энергии в космических источниках, таких как звезды, сверхновые, новые и сильные взаимодействия двойных звезд.
В 1940-х годах геолог Ганс Зюсс предположил, что наблюдаемая закономерность в содержании элементов может быть связана со структурными свойствами атомного ядра. Эти соображения были вызваны открытием Беккерелем радиоактивности в 1896 году в сторону достижений химии, направленной на производство золота. Эта замечательная возможность трансформации материи вызвала большой ажиотаж среди физиков в последующие десятилетия, кульминацией которых стало открытие атомного ядра, вехи в экспериментах Эрнеста Резерфорда по рассеянию в 1911 году и открытие нейтрона Джеймсом Чедвиком (1932). После того, как Астон продемонстрировал, что масса гелия меньше массы протона в четыре раза, Эддингтон предположил, что в результате неизвестного процесса в ядре Солнца водород превращается в гелий, высвобождая энергию. Двадцать лет спустя Бете и фон Вайцзекер независимо друг от друга вывели цикл CN, первую известную ядерную реакцию, которая завершает эту трансмутацию. Промежуток между предложением Эддингтона и выводом цикла CN можно в основном объяснить неполным пониманием структуры ядра. Основные принципы объяснения происхождения элементов и генерации энергии в звездах появляются в концепциях, описывающих нуклеосинтез, которые возникли в 1940-х годах под руководством Джорджа Гамова и представлены в двухстраничной статье в 1948 году как статья Альфера-Бете-Гамова. Полная концепция процессов, составляющих космический нуклеосинтез, была представлена в конце 1950-х годов Бербиджем, Бербиджем, Фаулером и Хойлом, а также Кэмероном. Фаулеру в значительной степени приписывают начало сотрудничества между астрономами, астрофизиками, теоретиками и физиками-экспериментаторами в области ядерной физики в области, которую мы теперь знаем как ядерная астрофизика (за которую он получил Нобелевскую премию 1983 года). В течение этих же десятилетий Артур Эддингтон и другие смогли связать высвобождение ядерной энергии связи посредством таких ядерных реакций со структурными уравнениями звезд.
В этом развитии не обошлось без любопытных отклонений. Многие известные физики XIX века, такие как Майер, Уотерсон, фон Гельмгольц и лорд Кельвин, постулировали, что Солнце излучает тепловую энергию, преобразовывая потенциальную гравитационную энергию в тепло. Его время жизни, рассчитанное на основе этого предположения с использованием теоремы вириала, около 19 миллионов лет, оказалось несовместимым с интерпретацией геологических данных и (тогда новой) теорией биологической эволюции. В качестве альтернативы, если бы Солнце полностью состояло из ископаемого топлива, такого как уголь, учитывая скорость его выделения тепловой энергии, его время жизни было бы всего четыре или пять тысяч лет, что явно несовместимо с данными человеческой цивилизации.
В космические времена ядерные реакции перестраивают нуклоны, оставшиеся после Большого взрыва (в виде изотопов водорода и гелия, а также следов лития, бериллия и бора ), на другие изотопы и элементы, как мы находим их сегодня. (см. график). Движущей силой является преобразование ядерной энергии связи в экзотермическую энергию, в пользу ядер с большей связью своих нуклонов - тогда они легче своих исходных компонентов по энергии связи. Самым прочно связанным ядром из симметричной материи нейтронов и протонов является 56 Ni. Высвобождение ядерной энергии связи - это то, что позволяет звездам светить до миллиардов лет и может нарушить звездные взрывы в случае бурных реакций (таких как синтез 12 C + 12 C для взрывов термоядерных сверхновых). Поскольку вещество обрабатывается как таковое внутри звезд и звездных взрывов, некоторые из продуктов выбрасываются из места ядерной реакции и попадают в межзвездный газ. Затем он может образовывать новые звезды и подвергаться дальнейшей переработке посредством ядерных реакций в круговороте материи. Это приводит к эволюции состава космического газа внутри и между звездами и галактиками, обогащая такой газ более тяжелыми элементами. Ядерная астрофизика - это наука, которая описывает и понимает ядерные и астрофизические процессы в рамках такой космической и галактической химической эволюции, связывая ее со знаниями из ядерной физики и астрофизики. Измерения используются для проверки нашего понимания: астрономические ограничения получены из звездных и межзвездных данных о содержании элементов и изотопов, а другие астрономические измерения явлений космических объектов с использованием нескольких мессенджеров помогают понять и смоделировать их. Ядерные свойства можно получить в наземных ядерных лабораториях, таких как ускорители, с их экспериментами. Теория и моделирование необходимы, чтобы понять и дополнить такие данные, обеспечивая модели для скоростей ядерных реакций в различных космических условиях, а также для структуры и динамики космических объектов.
Ядерная астрофизика остается сложной загадкой для науки. Текущий консенсус относительно происхождения элементов и изотопов состоит в том, что только водород и гелий (и следы лития, бериллия, бора) могут быть образованы в гомогенном Большом взрыве (см. Нуклеосинтез Большого взрыва ), в то время как все остальные элементы и их изотопы образуются в космических объектах, которые образовались позже, например, в звездах и их взрывах.
Первичный источник энергии Солнца - синтез водорода с гелием при температуре около 15 миллионов градусов. Преобладают протон-протонные цепные реакции, они протекают при гораздо более низких энергиях, хотя и гораздо медленнее, чем каталитический синтез водорода посредством реакций цикла CNO. Ядерная астрофизика дает картину солнечного источника энергии, продолжительность жизни которого соответствует возрасту Солнечной системы, полученному из метеоритного содержания изотопов свинца и урана, - возрасту около 4,5 миллиардов лет. Горение водорода в ядре звезд, как сейчас происходит на Солнце, определяет главную последовательность звезд, показанную на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, которая классифицирует стадии звездной эволюции. Время жизни Солнца H, горящего через pp-цепочки, составляет около 9 миллиардов лет. В первую очередь это определяется чрезвычайно медленным производством дейтерия,
| 1 1 ЧАС | + | 1 1 ЧАС | → | 2 1 D | + | е + | + | ν е | + | 0,42 МэВ |
которое определяется слабым взаимодействием.
Работа, которая привела к открытию нейтринных осцилляций (подразумевая ненулевую массу для нейтрино отсутствует в стандартной модели в физике элементарных частиц ) была мотивирована потоком солнечного нейтрино примерно в три раза ниже, чем ожидалось от теорий - давняя озабоченности в Сообщество ядерной астрофизики, в просторечии известное как проблема солнечных нейтрино.
Концепции ядерной астрофизики подтверждаются наблюдениями за элементом технеций (легчайший химический элемент без стабильных изотопов) в звездах, излучателями линий галактического гамма-излучения (такими как 26 Al, 60 Fe и 44 Ti), радиоактивным распадом. гамма-линии от цепочки распада 56 Ni, наблюдаемые от двух сверхновых (SN1987A и SN2014J), совпадающих со светом оптической сверхновой, и при наблюдении нейтрино от Солнца и от сверхновой 1987a. Эти наблюдения имеют далеко идущие последствия. 26 Al имеет время жизни в миллион лет, что очень мало по галактической шкале времени, что доказывает, что нуклеосинтез - это непрерывный процесс в нашей Галактике Млечный Путь в текущую эпоху.
Изобилие химических элементов в Солнечной системе. Наиболее распространены водород и гелий. Следующие три элемента (Li, Be, B) - редкие, более распространенные элементы средней массы, такие как C, O,..Si, Ca. За пределами Fe наблюдается заметное снижение содержания более тяжелых элементов на 3-5 порядков меньше. Двумя общими тенденциями в отношении оставшихся элементов, производимых звездами, являются: (1) изменение содержания элементов в зависимости от того, имеют ли они четные или нечетные атомные номера, и (2) общее уменьшение содержания по мере того, как элементы становятся тяжелее. Внутри этой тенденции находится пик содержания железа и никеля, который особенно виден на логарифмическом графике, охватывающем меньшее количество степеней десяти, скажем, между logA = 2 (A = 100) и logA = 6 (A = 1000000). Текущие описания космической эволюции содержания элементов в целом согласуются с описаниями, наблюдаемыми в Солнечной системе и галактике, чье распределение охватывает двенадцать порядков величины (один триллион).
Роль конкретных космических объектов в создании этого элементарного изобилия ясна для одних элементов и активно обсуждается для других. Например, железо, как полагают, происходит главным образом от взрывов термоядерных сверхновых (также называемых сверхновыми типа Ia), а углерод и кислород, как полагают, происходят главным образом от массивных звезд и их взрывов. Считается, что Li, Be и B возникают в результате реакций расщепления ядер космических лучей, таких как углерод, и более тяжелых ядер, разрывая их на части. Неясно, в каких источниках образуются ядра тяжелее железа; для медленных и быстрых реакций захвата нейтронов обсуждаются различные места, такие как оболочки звезд меньшей или большей массы или взрывы сверхновых в сравнении со столкновениями компактных звезд. Перенос продуктов ядерных реакций из их источников через межзвездную и межгалактическую среду также неясен, и существует, например, проблема недостающих металлов, связанная с образованием большего количества тяжелых элементов, чем предсказывается в звездах. Кроме того, многие ядра, которые участвуют в космических ядерных реакциях, нестабильны и, по прогнозам, только временно существуют в космических узлах; мы не можем легко измерить свойства таких ядер, и неточности в их энергии связи значительны. Точно так же структура звезды и ее динамика неудовлетворительно описываются в моделях, и их трудно наблюдать, кроме как с помощью астросейсмологии; Кроме того, модели взрыва сверхновой не имеют последовательного описания, основанного на физических процессах, и включают эвристические элементы.
Хотя основы ядерной астрофизики кажутся ясными и правдоподобными, остается еще много загадок. Одним из примеров из физики ядерных реакций является синтез гелия (в частности, реакция (-ы) 12 C (α, γ) 16 O), другие - астрофизическая часть r-процесса, аномальное содержание лития в звездах населения III и механизм взрыва. в сверхновых с коллапсом ядра и предшественниках термоядерных сверхновых.
