WikiDer > Ядерная астрофизика

Nuclear astrophysics
Ядерная физика
NuclearReaction.svg
Ядро · Нуклоны (п, п) · Ядерное дело · Ядерная сила · Ядерная структура · Ядерная реакция

Ядерная астрофизика является междисциплинарной частью обоих ядерная физика и астрофизика, предполагающий тесное сотрудничество между исследователями в различных областях каждой из этих областей. Это включает, в частности, ядерные реакции и их скорости, поскольку они происходят в космических средах, 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 несколькими посланниками по всему электромагнитному спектру (ядерные гамма-лучи, Рентгеновские лучи, оптический, и радио / суб-мм астрономия), а также изотопные измерения материалов солнечной системы, таких как метеориты и их включения звездной пыли, космические лучи, материальные месторождения на Земле и Луне). Эксперименты по ядерной физике обращаются к стабильности (т.е. время жизни и масс) для атомных ядер, далеко выходящих за режим стабильные нуклиды в царство радиоактивный/ нестабильные ядра, почти до пределов связанных ядер ( капельные линии), так и при высокой плотности (до нейтронная звезда вещества) и высоких температур (температура плазмы до 109 K). Теории и моделирование являются здесь существенными частями, поскольку условия космической ядерной реакции не могут быть реализованы, но в лучшем случае частично аппроксимированы экспериментами. В общем, ядерная астрофизика стремится понять происхождение химические элементы и изотопы, а также роль производства ядерной энергии в космических источниках, таких как звезды, сверхновые, новые, и сильные взаимодействия двойных звезд.

История

В 1940-е гг. Геолог Ганс Зюсс предположили, что наблюдаемая закономерность в содержании элементов может быть связана со структурными свойствами атомного ядра.[1] Эти соображения были вызваны открытием радиоактивности Беккерель в 1896 г.[2] в сторону достижений химии, направленной на производство золота. Эта замечательная возможность трансформации материи вызвала большой ажиотаж среди физиков в последующие десятилетия, что привело к открытию атомное ядро, с вехами в Эрнест Резерфордэксперименты по рассеянию в 1911 г. и открытие нейтрона Джеймс Чедвик (1932). После Астон продемонстрировал, что масса гелия в четыре раза меньше массы протона, Эддингтон предположили, что в результате неизвестного процесса в ядре Солнца водород превращается в гелий, высвобождая энергию.[3] Двадцать лет спустя Быть и фон Вайцзеккер независимо получил CN цикл,[4][5] первая известная ядерная реакция, которая завершает эту трансмутацию. Интервал между предложением Эддингтона и выводом цикла CN можно в основном отнести к неполному пониманию ядерная структура. Основные принципы объяснения происхождения элементов и генерации энергии в звездах появляются в концепциях, описывающих нуклеосинтез, возникшие в 1940-х годах под руководством Георгий Гамов и представлен в 2-страничном документе в 1948 году как Бумага Альфера – Бете – Гамова. Полная концепция процессов, составляющих космический нуклеосинтез, была представлена ​​в конце 1950-х годов Бербиджем, Бербиджем, Фаулер, и Hoyle,[6] и по Кэмерон.[7] Фаулеру в значительной степени приписывают начало сотрудничества между астрономами, астрофизиками, теоретиками и экспериментальными ядерными физиками в области, которую мы теперь знаем как ядерная астрофизика.[8] (за что он получил Нобелевскую премию 1983 года). В те же десятилетия Артур Эддингтон и другие смогли связать высвобождение ядерной энергии связи посредством таких ядерных реакций со структурными уравнениями звезд.[9]

Эти события не обходились без любопытных отклонений. Многие известные физики XIX века, такие как Майер, Уотерсон, фон Гельмгольц, и Лорд Кельвинпостулировал, что солнце излучает тепловую энергию путем преобразования гравитационно потенциальная энергия в высокая температура. Срок службы, рассчитанный исходя из этого предположения с использованием теорема вириала, около 19 миллионов лет, было признано несовместимым с интерпретацией геологические записи и (тогда новая) теория биологическая эволюция. В качестве альтернативы, если бы Солнце полностью состояло из ископаемое топливо подобно каменный уголь, учитывая скорость его выделения тепловой энергии, его срок службы составит всего четыре или пять тысяч лет, что явно несовместимо с данными о человеческая цивилизация.

Базовые концепты

В космические времена ядерные реакции перестраивают нуклоны, оставшиеся после Большого взрыва (в виде изотопов водород и гелий, и следы литий, бериллий, и бор) к другим изотопам и элементам в том виде, в каком 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 за счет энергии связи. Наиболее сильно связанное ядро ​​из симметричной материи нейтронов и протонов - это 56Ni. Высвобождение ядерной энергии связи - это то, что позволяет звездам светить до миллиардов лет и может нарушить звездные взрывы в случае бурных реакций (например, 12C +12C-термоядерный синтез для взрывов термоядерных сверхновых). Поскольку материя обрабатывается как таковая 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 звезд и галактик и между ними, 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 для понимания и дополнения таких данных, 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[10]. Сегодняшний консенсус относительно происхождения элементов и изотопов состоит в том, что только водород и гелий (и следы лития, бериллия, бора) могут образовываться в однородной среде. Большой взрыв (видеть Нуклеосинтез Большого взрыва), в то время как все другие элементы и их изотопы образуются в космических объектах, которые образовались позже, например, в звездах и их взрывах.[нужна цитата]

Основной источник энергии Солнца - синтез водорода с гелием при температуре около 15 миллионов градусов. В протон-протонная цепная реакция преобладают, они происходят 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 метеоритный изобилие вести и уран изотопы - возраст около 4,5 миллиарда лет. Горение водорода в ядре звезд, как сейчас происходит на Солнце, определяет главная последовательность звезд, изображенных в Диаграмма Герцшпрунга-Рассела который классифицирует стадии звездной эволюции. Время жизни Солнца H, горящего через pp-цепочки, составляет около 9 миллиардов лет. В первую очередь это определяется крайне медленным производством дейтерия,

1
1ЧАС
 		+ 1
1ЧАС
 		→ 2
1D
 		+ 
е+
 		+ 
ν
е 		+ 0.42 МэВ

которое определяется слабым взаимодействием.

Работа, которая привела к открытию осцилляция нейтрино (подразумевая ненулевую массу нейтрино, отсутствующего в Стандартная модель из физика элементарных частиц) был мотивирован потоком солнечных нейтрино, примерно в три раза меньшим, чем ожидалось из теорий - давняя проблема в сообществе ядерной астрофизики, в просторечии известная как проблема солнечных нейтрино.

Концепции ядерной астрофизики подтверждаются наблюдением за элементом технеций (самый легкий химический элемент без стабильных изотопов) в звездах[11], излучателями линий галактического гамма-излучения (такими как 26Al[12], 60Fe и 44Ti[13] ) по линиям гамма-излучения радиоактивного распада от 56Цепочка распада Ni, наблюдаемая от двух сверхновых (SN1987A и SN2014J), совпадающих со светом оптической сверхновой, и при наблюдении нейтрино от Солнца[14] и из сверхновая 1987a. Эти наблюдения имеют далеко идущие последствия. 26У Ала время жизни в миллион лет, что очень мало для галактическая шкала времени, доказывая, 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) - это редкие элементы средней массы, такие как C, O, ..Si, Ca более распространены. За пределами Fe наблюдается заметное снижение содержания более тяжелых элементов на 3-5 порядков меньше. Двумя общими тенденциями в отношении оставшихся элементов, образованных 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.[нужна цитата] Внутри этого тренда 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).[нужна цитата]

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. Непонятно, 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 по сравнению со столкновениями компактных звезд.[нужна цитата] Транспортировка продуктов ядерных реакций из их источников через межзвездную и межгалактическую среду также неясна, 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 существенны. Точно так же структура звезды и ее динамика не могут быть удовлетворительно описаны 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.[нужна цитата]

Будущая работа

Хотя основы ядерной астрофизики кажутся ясными и правдоподобными, остается еще много загадок. Один пример из физики ядерных реакций: синтез гелия (в частности 12С (α, γ)16O реакция),[15] другие - астрофизический сайт r-процесс, аномальное содержание лития в Population III звезды, а механизм взрыва в сверхновые с коллапсом ядра и прародители термоядерных сверхновых.[нужна цитата]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ Suess, Hans E .; Юри, Гарольд С. (1956). «Изобилие стихий». Обзоры современной физики. 28 (1): 53. Bibcode:1956РвМП ... 28 ... 53С. Дои:10.1103 / RevModPhys.28.53.
  2. ^ Анри Беккерель (1896 г.). "Sur les radations émises par phosphorescence". Comptes Rendus. 122: 420–421. Смотрите также перевод Кармен Джунты
  3. ^ Эддингтон, А. С. (1919). «Источники звездной энергии». Обсерватория. 42: 371–376. Bibcode:1919Обс .... 42..371E.
  4. ^ фон Вайцзеккер, К.Ф. (1938). «Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II» [Преобразование элементов внутри звезд, II]. Physikalische Zeitschrift. 39: 633–646.
  5. ^ Бете, Х.А. (1939). «Производство энергии в звездах». Физический обзор. 55 (5): 434–56. Bibcode:1939ПхРв ... 55..434Б. Дои:10.1103 / PhysRev.55.434.
  6. ^ Э. М. Бербидж; Г. Р. Бербидж; В. А. Фаулер и Ф. Хойл. (1957). «Синтез элементов в звездах» (PDF). Обзоры современной физики. 29 (4): 547. Bibcode:1957РвМП ... 29..547Б. Дои:10.1103 / RevModPhys.29.547.
  7. ^ Кэмерон, A.G.W. (1957). Звездная эволюция, ядерная астрофизика и нуклеогенез (PDF) (Отчет). Атомная энергия Канады.
  8. ^ Barnes, C.A .; Clayton, D. D .; Шрамм, Д. Н., ред. (1982), Очерки ядерной астрофизики, Издательство Кембриджского университета, ISBN 978-0-52128-876-7
  9. ^ В КАЧЕСТВЕ. Эддингтон (1940). «Физика звезд Белого карлика». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества. 100: 582. Bibcode:1940МНРАС.100..582Э. Дои:10,1093 / млнрас / 100,8,582.
  10. ^ Дж. Хосе и К. Илиадис (2011). «Ядерная астрофизика: незавершенные поиски происхождения элементов». Отчеты о достижениях физики. 74: 6901. arXiv:1107.2234. Bibcode:2011RPPh ... 74i6901J. Дои:10.1088/0034-4885/74/9/096901.
  11. ^ П.В. Меррилл (1956). «Технеций в звезде N-типа 19 PISCIUM». Публикации Тихоокеанского астрономического общества. 68 (400): 400. Bibcode:1956 ПАСП ... 68 ... 70М. Дои:10.1086/126883.
  12. ^ Diehl, R .; и другие. (1995). "COMPTEL наблюдения галактического излучения 26Al". Астрономия и астрофизика. 298: 445. Bibcode:1995 A&A ... 298..445D.
  13. ^ Юдин, А. Ф .; и другие. (1994). «COMPTEL наблюдения излучения линии гамма-лучей Ti-44 из CAS A». Астрономия и астрофизика. 294: L1. Bibcode:1994A & A ... 284L ... 1I.
  14. ^ Дэвис, Раймонд; Хармер, Дон С .; Хоффман, Кеннет С. (1968). «Поиск нейтрино с Солнца». Письма с физическими проверками. 20 (21): 1205. Bibcode:1968ПхРвЛ..20.1205Д. Дои:10.1103 / PhysRevLett.20.1205.
  15. ^ Tang, X. D .; и другие. (2007). «Новое определение астрофизического S-фактора SE1 реакции C12 (α, γ) O16» (PDF). Письма с физическими проверками. 99 (5): 052502. Bibcode:2007PhRvL..99e2502T. Дои:10.1103 / PhysRevLett.99.052502. PMID 17930748.