Ядерная астрофизика - Nuclear astrophysics

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.

История

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 .

Основные понятия

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.

Выводы, текущий статус и проблемы

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.

Будущая работа

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.

Смотрите также

Рекомендации