Образование тяжелых элементов при взрывных процессах в звездах тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.02 ВАК РФ

Федеральное государственное бюджетное учреждение "Государственный Научный Центр Российской Федерации Институт теоретической и экспериментальной физики" им. А.И. Алиханова

На правах рукописи

ПАНОВ Игорь Витальевич

Образование тяжелых элементов при взрывных процессах в звездах.

Специальность 01.03.02 — Астрофизика и звездная астрономия Специальность 01.04.02 — Теоретическая физика

-6 МАР 2014

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 2014 005545

005545732

УДК 524.35, 539.17

Работа выполнена в в ФГБУ ТНЦ РФ ИТЭФ"

Научный консультант: доктор физ.-мат. наук,

Надёжин Дмитрий Константинович. ФГБУ 'ТНЦ РФ ИТЭФ:'

Официальные оппоненты:

доктор физ.-мат. наук, профессор, Бисноватый-Коган Геннадий Семёнович. Главный научный сотрудник, Институт Космических Исследований РАН, г. Москва

доктор физ.-мат. наук, чл.-корр. РАН Домогацкий Григорий Владимирович. Зав. лаб. нейтринной астрофизики высоких энергий, Институт ядерных исследований РАН, г. Москва доктор физ.-мат. наук Саперштейн Эдуард Евсеевич.

Главный научный сотрудник, НИЦ "Курчатовский Институт", г. Москва

Ведущая организация: Объединённый Институт Ядерных Исследований, г. Дубна

Защита состоится 18 марта 2014 г. в II00 часов на заседании диссертационного совета Д.201.002.01 в конференц-зале ФГБУ ГНЦ РФ ИТЭФ по адресу: Москва. Б. Черемушкинская, дом 25

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке ФГБУ ГНЦ РФ ИТЭФ Автореферат разослан 17 февраля 2014 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Д.201.002.01

кандидат физ.-мат. наук

Васильев В.В.

Общая характеристика работы

Актуальность темы

Образование химических элементов в природе и процессы энерговыделения являются основными предметами исследований ядерной астрофизики.

По устоявшимся представлениям все элементы тяжелее железа были образованы в природе иод действием нейтронов, причем половина из них под действием интенсивных потоков нейтронов за характерные времена порядка секунды. Предполагаемая картина их образования стала с развитием ядерных моделей и наблюдений к концу двадцатого века заметно более размытой и новое понимание и осмысление накопленного фактического материала стало актуальным.

В последнее десятилетие резко выросло качество и количество наблюдений обилий тяжелых элементов в атмосферах звезд и в солнечной системе. Более того, в последние годы стала возможной обработка спектров поглощения очень старых звезд низкой металличности с целью получения аналогичной информации для химических элементов от галлия до урана В результате заметно усложнилась картина возможных сценариев г-процесса.

Модели предсверхновых и слияния нейтронных звезд - основных предполагаемых астрофизических объектов реализации г-процесса - стали более детальными. Стал заметен прогресс в получении ядерных данных, в первую очередь для короткоживущих нейтроноизбыточных ядер, которые необходимы как для понимания физических основ протекания г-процесса, так и для его моделирования. Были получены более жесткие ограничения на возраст нашей Галактики.

Вырос объем наблюдательного материала по сверхновым звездам - одним из основных кандидатов на место протекания г-процесса, равно как и увеличилось продвижение на пути создания последовательной картины взрыва сверхновой. Появились более надежные количественные характеристики основных параметров горячих ветров - энтропии, температуры, плотности, необходимых для определения условий для начала г-процесса.

Стали более четкими очертания теории конкретных механизмов взрыва коллапсирующих сверхновых при до сих пор неясной роли количественного вклада ряда важных физических процессов, в частности, в такой ключевой параметр, как энергия взрыва сверхновой.

Появились гидродинамические модели слияния нейтронных звезд и черных дыр в тесных двойных звездных системах, объясняющие выброс части вещества во внешнее пространство с содержанием тяжелых элементов в количестве, необходимом для объяснения их наблюдаемой космической распространенности.

Расширились возможности расчета ряда неизвестных характеристик, участвующих в г-процессе сильно нейтроноизбыточных ядер и скоростей реакций, вплоть до характеристик делящихся ядер.

В сложившейся ситуации неоспоримую актуальность приобретают исследования, направленные на создание модели нуклеосинтеза, учитывающей как новые наблюдения, так и утилизацию новых ядерных данных, и которая позволила бы надежно определить выходы тяжелых и сверхтяжелых элементов в природе и одновременно оценить применимость и надежность моделей, прогнозирующих скорости реакций и характеристики экзотических атомных ядер. С другой стороны, детальное моделирование процесса нуклеосинтеза может дать определенные ограничения, необходимые для построения теории взрыва сверхновых и слияния нейтронных звезд - возможных кандидатов для г-процесса.

Цель работы

Основная цель диссертационной работы состоит в построении последовательной модели нуклеосинтеза, применимой для разных сценариев образования тяжелых элементов в г-процессе и объяснении наблюдаемых обилий тяжелых элементов как в солнечной системе, так и в старых звездах малой металличности.

Для достижения поставленной цели были решены следующие задачи:

- выполнен расчет ряда ядерных характеристик, таких как вероятности эмиссии запаздывающих нейтронов при бета-распаде нейтроноизбыточных ядер и запаздывающего деления для сильно нейтроноизбыточных ядер, отвечающих требованиям одного уровня достоверности, рассчитаны скорости реакций под действием нейтронов - радиационного захвата нейтронов и вынужденного деления;

- изучена роль нейтринной вспышки при коллапсе сверхновых звезд в нуклеосинтезе тяжелых элементов и определено влияние захвата нейтрино ядрами тяжелых элементов на эффективность г-процесса

- создана модель нуклеосинтеза для основного и дополнительного сценариев г-процесса;

- исследованы зависимости образования тяжелых и сверхтяжелых ядер от моделей прогнозирования характеристик нейтроноизбыточных ядер, участвующих в нуклеосинтезе;

- выбраны и протестированы модели спонтанного деления, позволяющие рассчитывать скорости спонтанного деления для сверхтяжелых ядер.

Разработаны и созданы следующие модели:

• Кинетическая модель нуклеосинтеза, учитывающая все парные реакции с нейтронами, протонами, альфа-частицами, бета-распад, реакции захвата электронного нейтрино ядрами и ряд специальных реакций типа 3-альфа-реакции при отказе от приближений типа постоянного тока ядер или точки ожидания. Развитие такой модели позволило объединить

3 этапа моделирования г-процесса : ядерное статистическое равновесие - альфа-процесс - г-процесс, объединив все три модели в одной модели быстрого нуклеосинтеза.

• Двухкодовая модель, созданная для моделирования слабого компонента г-процесса, отличающаяся подробной кинетикой ядерных реакций в области легких ядер, с целью максимального контроля количества образующихся нейтронов в присутствии заметного количества "отравителей" типа углерода или азота.

• Для прогнозирования таких характеристик экзотических ядер как периоды полураспада, вероятности эмиссии запаздывающих нейтронов и деления, были использованы квазиклассические модели на основе теории конечных ферми-систем, ядерная систематика и феноменологические модели.

Научная новизна

В диссертации проведено систематическое исследование нуклеосинтеза в г-процессе в сценарии слияния нейтронных звезд, где достигаются необходимые условия для образования тяжелых и сверхтяжелых элементов. Особенностью нуклеосинтеза в таком сценарии является необходимость учета процессов деления. Для этой цели создана модель и разработан комплекс программ, учитывающие не только необходимые для протекания г-процесса реакции радиационного захвата цейтронов и бета-распад, но и реакции с заряженными частицами и деление. Исследованы возможные сценарии развития слабого г-процесса, в котором синтезируются элементы, выгорающие в основном г-процессе, с атомным номером менее 130. Изучены характеристики горячих сверхзвуковых ветров над поверхностью молодых нейтронных звезд в качестве места протекания быстрого нуклеосинтеза.

Все перечисленные ниже результаты диссертационной работы получены впервые.

1. Показана важность определения границ нейтронной стабильности, поскольку путь г-процесса частично проходит но границе нейтронной стабильности атомных ядер. В быстро меняющихся условиях протекания основного нуклеосинтеза и при высокой концентрации свободных нейтронов обосновано понятие динамического пути, быстро смещающегося от границы нейтронной стабильности до дорожки "классического" г-процесса, приводя к согласованному формированию основных пиков на кривой распространенности.

2. Показана важность деления как для основного процесса образования тяжелых элементов, так и разделения пути развития быстрого нуклеосинтеза на основную ветвь, образующуюся за счет деления, вовлечения продуктов деления в г-процесс в качестве новых зародышевых ядер и установления квазиравновесия между областью продуктов деления и областью делящихся ядер, и слабую ветвь, формирующуюся потоком нуклеосинтеза, преодолевшим область интенсивного деления и образующим сверхтяжелые элементы.

3. Исследовано влияние различных процессов деления - запаздывающего, вынужденного и спонтанного - на образование тяжелых ядер. Впервые показано преобладание вынужденного, а не запаздывающего, деления в процессе образования и формировании выходов тяжелых элементов.

4. Для большого числа нестабильных трансурановых ядер рассчитаны скорости запаздывающего и вынужденного (впервые) деления не только для тяжелых, но и сверхтяжелых ядер, что позволило впервые численно изучить возможность образования в астрофизических процессах сверхтяжелых элементов.

5. В модели г-процесса последовательно учтены реакции с заряженными частицами, и показано их заметное влияние на образование химических элементов тяжелее элементов железного пика посредством образования более тяжелых зародышевых ядер и ускорение г-процесса на начальной стадии.

6. Развита модель слабого г-процесса в богатой гелием оболочке сверхно-

вой с источником нейтронов, возникающим в процессе неупругого взаимодействия ядер гелия с нейтрино с последующим испарением нейтрона. Расчеты такого нейтрино-индуцированного г-процесса приводят к образованию части тяжелых элементов с массами от 80 до 130. Впервые показана роль электронных нейтрино в ускорении г-процесса в коллапсирующих сверхновых за счет захвата сильно нейтроноизбыточными ядрами электронного нейтрино, приводящего к образованию нового химического элемента. Этот процесс в дополнение к бета-распаду ускоряет процесс нуклеосинтеза тяжелых ядер.

7. При торможении вещества горячего ветра над поверхностью молодых нейтронных звезд найдены условия для протекания быстрого нуклеосинтеза, в которых образуются тяжелые элементы вплоть до платинового пика. В таких условиях распространенность тяжелых элементов слабо зависит от значения температуры среды на стадии торможения вещества ветра.

8. Вычислены распространенности химических элементов в эволюционных моделях, описывающих процессы нуклеосинтеза в условиях высокой ней-тронизации при слиянии нейтронных звезд, в горячем нейтринном ветре при взрыве сверхновой, в оболочках массивных сверхновых при коллапсе ядра звезды.

9. Впервые исследовано совместное влияние различных процессов деления на образование тяжелых и сверхтяжелых ядер, определен вклад вынужденного, запаздывающего и спонтанного деления. Показана сильная зависимость формирования выходов как ядер космохронометров, так и сверхтяжелых элементов от модели спонтанного деления, что позволяет тестировать существующие модели спонтанного деления из сравнения расчетных выходов ядер-космохронометров с наблюдениями их распространенности. Показано наличие ветвления г-процесса в области трансактинидов на основную ветвь образования тяжелых ядер и слабую ветвь, приводящую к образованию сверхтяжелых ядер в основном г-процессе, осуществляющимся при высоких концентрациях свободных нейтронов. На основе существующих ядерных дан-

пых рассчитаны выходы сверхтяжелых элементов, образующихся в данном сценарии.

Выносимые на защиту положения

Основные результаты диссертационной работы, выносимые на защиту, формулируются следующим образом:

1. Кинетическая модель образования тяжелых элементов в быстром нуклеосинтезе на основе учета основных парных реакций с нейтронами, протонами, фотонами и альфа-частицами, бета-распада, деления и захвата электронных нейтрино, обеспечивающих естественный переход от условий ядерного статистического равновесия к а-процессу, затем замораживанию реакций с заряженными частицами и г-процессу.

2. Методика расчета и комплекс программ для расчета обилий химических элементов в условиях долговременной экспозиции и формирования основного компонента г-процесса, когда в условиях высокой степени нейтронизации среды значительная часть зародышевых ядер быстро выгорает, образуя актиниды, продукты деления которых вновь вовлекаются в нуклеосинтез в качестве новых зародышевых ядер. Таким образом устанавливается квази-равновесие относительных выходов изотопов между областью деления и областью ядер-продуктов деления, обеспечивая формирование второго и третьего пиков г-элементов на кривой распространенности.

3. Модель слабого г-процесса в гелиевом слое коллапсирующей звезды и двух-кодовая методика расчета обилий химических элементов для формировании слабой компоненты г-процесса - тяжелых элементов легче элементов кадмиевого пика.

4. Вывод о динамическом характере г-процесса, проходящего в услови-

высокой плотности свободных нейтронов вдоль границы нейтронной стабильности и только в конце нуклеосинтеза смещающегося в область ядер, находящихся в области г-процесса, определяемого статической моделью. Такое изменение пути нуклеосинтеза приводит к торможению г-процесса в области ядер с числом нейтронов N=82 и 126, что приводит к формированию в одном процессе ядер с массовым числом А от ~130 и более, и формирование пиков расчетной кривой распространенности, положение и размер которых хорошо согласуются с наблюдениями.

5. Результаты исследования вынужденного, запаздывающего и спонтанного деления короткоживущих нейтроноизбыточных актинидов в сценарии слияния нейтронных звезд и характера влияния этих процессов на формирование средних и тяжелых ядер в астрофизическом нуклеосинтезе. Показано, что хотя вынужденное деление отвечает в основном за прерывание распространения волны нуклеосинтеза в область сверхтяжелых элементов, запаздывающее деление сильно влияет на окончательную распространенность тяжелых элементов, а выход ядер космохроно-метров сильно зависит от модели спонтанного деления.

6. Вывод об ускорении г-процесса в коллапсирующей сверхновой в результате захвата электронных нейтрино тяжелыми ядрами.

7. Вывод о слабой зависимости выходов тяжелых элементов в г-процессе в условиях быстро меняющихся параметров горячих ветров в широком диапазоне значений асимптотической температуры, определяемой скоростью замедления разлетающегося вещества при взрыве сверхновых разных масс.

8. Результаты моделирования и численного исследования нуклеосинтеза тяжелых и сверхтяжелых элементов в разных сценариях г-процесса. Оптимальная модель нуклеосинтеза тяжелых элементов в сценарии ели-

яния нейтронных звезд, показавшая лучшее согласие с наблюдениями, требует установления квазистационарного тока ядер между областью актинидов и областью ядер продуктов деления. В такой модели образуются изотопы сверхтяжелых элементов, однако их время жизни невелико. Наиболее долгоживущие сверхтяжелые элементы не образуются, поскольку их образованию препятствует область ядер с короткими временами жизни спонтанного деления.

Научная и практическая значимость работы

Научная значимость диссертационной работы определяется возможностью объяснения наблюдаемой распространенности тяжелых элементов как в солнечной системе и звездах главной последовательности, так и в очень старых звездах низкой металличности посредством решения прямой и обратной задач на основе созданной модели нуклеосинтеза. В свою очередь, адекватное изучение результатов теоретического моделирования нуклеосинтеза должно способствовать развитию моделей пред сверхновых звезд и построению общей физической картины взрывов коллапсирующих сверхновых.

Практическая значимость работы связана с созданием в ходе многолетних численных исследований комплекса программ для решения задач астрофизического нуклеосинтеза.

Созданные модель нуклеосинтеза и программный пакет могут быть также использованы для оценок выходов сильно нейтроноизбыточных радионуклидов и понимания деталей запаздывающего деления при подготовке специальных экспериментов по изучению образования тяжелых элементов в земных условиях (например, при проведении ядерных взрывов, особенно с высоким выходов нейтронов).

Созданная база данных по скоростям вынужденного деления и вероятностей запаздывающего деления (http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin/VizieR7-source-=Л/А) может быть использована как в научных целях при дальнейшем изу-

чении образования тяжелых и сверхтяжелых элементов в природе, так и для оценок образования экзотических радионуклидов при техногенных катастрофах на объектах атомной промышленности.

На работы автора имеется множество ссылок. Ряд результатов работ автора получил независимое подтверждение и международное признание.

В соответствии со сказанным выше, результаты, изложенные в диссертационной работе, могут быть использованы во всех научных учреждениях, в которых изучаются проблемы нуклеосинтеза и эволюции химического состава в звездах, сверхновых и их остатках, а также теории атомного ядра, бета-распада и деления ядер.

Материалы и методы

В диссертационной работе были использованы данные наблюдений распространенности химических элементов в веществе солнечной системы (земная кора, метеориты, солнечная корона) и ядерные данные (времена жизни, сечения, распадные характеристики) из различных источников. При создании моделей и сценариев нуклеосинтеза под действием нейтронов ядерно-физические характеристики изотопов и данные о сечениях элементарных процессов были взяты из публикаций в научных изданиях, из специализированных сайтов в интернете или были любезно предоставлены авторами. Основной метод исследований — построение численных моделей нуклеосинтеза в разных сценариях с последующим сравнением их с данными наблюдений и другими прогнозами, полученными независимыми исследователи на основе других моделей.

Личный вклад автора

Часть научных результатов, представленных в диссертации, получена в совместных работах с другими авторами. Вклад автора в эти работы был не меньшим, чем каждого соавтора в отдельности, причем вклад автора в постановку задач и в интерпретацию полученных результатов был не меньше

вкладов других соавторов, а сами решения задач и соответствующие вычисления были выполнены премущественно диссертантом.

Апробация результатов

Основные результаты, изложенные в диссертации, неоднократно докладывались и обсуждались на астрофизическом, теоретическом и институтском семинарах ИТЭФ (Москва), научных семинарах ГАИШ и НИИЯФ МГУ (Москва), Института Астрофизики Общества им. Макса Планка (МРА, Гарх-инг, Германия), Института Лауэ-Ланжевена (Гренобль, Франция) Института Физики Базельского университета (Швейцария), и ЛЯР ОИЯИ.

Работы автора докладывались и обсуждались на отечественных и международных конференциях: совещаниях по ядерной астрофизике (1991, 1996, 1998, 2002, 2004, 2008, Рингберг, Германия); Слабые взаимодействия и взаимодействия при низких энергиях (1992 г. Дубна, Россия); "Ядра в космосе" (1992, Карлсруэ, Германия; 1998, Волос, Греция; 2000, Орхус, Дания; 2002 Токио, Япония; 2006 Женева, Швейцария); Слабые и электромагнитные взаимодействия в ядрах (1993 Дубна, Россия); Совещание по Сверхновым, 1993 (С.Петербург, Россия); Конференция по ядерной спектроскопии и структуре атомного ядра (сейчас: ЯДРО): 2003 (Москва); 2010 (С.Петербург); 2013 (Москва); "Физика нейтронных звезд" (1997, 2001, 2008; С.Петербург) Int. Conf. Nuclear Data in Science and Technology (1997, Триест, Италия); Congress of Int. Astronomical Union (1997, Moscow, Russia); "Физика высоких энергий" (2001, 2003, 2005, 2007, Москва); "Seminar on Fission" (2003, 2007, 2010, Belgium) Int. Conf. on the Chemistry and Physics of the Transactinide Elements - TAN (2008, Давос, Швейцария; 2011, Сочи, Россия); ЕСТ Workshop "The Origin of the Elements: A Modern Perspective" (2011, Тренто, Италия); Международное Совещание "Heavy elements nucleosynthesis and galactic chemical evolution" (2011, Одесса, Украина; 2013, Москва); Nuclear Physics in Astrophysics (2013, Лиссабон, Португалия); "Dark Energy" (2013, Новосибирск).

Структура и объем диссертации

Диссертация состоит из введения, шести глав, заключения, приложения и списка цитируемой литературы. Полный объем диссертации составляет 318 страницы, включая 98 рисунков и 8 таблиц. Список литературы насчитывает 396 наименований.

Краткое содержание диссертации

Во Введении приводятся основные сведения о нуклеосинтезе под действием нейтронов, его роли в образовании тяжелых ядер, ядерно-физические основы существования двух ветвей такого нуклеосинтеза: медленной - s-процесс (slow) и быстрой - r-процесс (rapid). Показана связь распространенности химических элементов, образованных в r-процессе со структурой и свойствами атомных ядер. Рассматриваются различные сценарии и механизмы взрыва массивных звезд, приводящие к условиям, в которых может идти г.-процесс. Изложено современное состояние проблемы быстрого нуклеосинтеза: каким оно представляется на основе наблюдений распространенности химических элементов как в солнечной системе, так и в спектрах очень старых звезд низкой металличности. Сделан обзор различных сценариев взрыва сверхновых и гидродинамических моделей конечных стадий эволюции звезд, завершающихся взрывными процессами с образованием избытка нейтронов, необходимого для поддержания r-процесса. Оценено наличие и надежность теоретических моделей, прогнозирующих различные характеристики короткоживущих нейтроноизбыточных ядер, участвующих в r-процессе, в первую очередь в области актинидов и трансактинидов, где различные процессы деления приводят к зацикливанию процесса нуклеосинтеза и установлению квазистационарного тока ядер между областью актинидов и ядер-продуктов деления, а также появлению слабой ветви нуклеосинтеза, приводящей к образованию сверхтяжелых элементов. Кроме того, обоснована актуальность темы настоящей диссертационной работы и сформулированы основная цель работы, выносимые на защиту положения и их научная новизна. Рассмотрена научная и практическая значимость работы, отмечен личный вклад автора, изложена история апробации результатов и приведен список публикаций автора по теме диссертации.

В первой главе изложена физико-математическая постановка задачи численного решения быстрого нуклеосинтеза, с учетом не только нейтронов, но и заряженных частиц, в реакциях с которыми образуется начальное распределение зародышевых ядер; показана эволюция области протекания г-процесса, приводящая к формированию основных пиков на кривой распространенности элементов тяжелее железа.

В § 1.1 перечислены вопросы, возникающие при решении проблемы образования тяжелых элементов в процессе быстрого нуклеосинтеза, которые могут быть объединены в 3 группы:

1. К первой, основной, должны быть отнесены вопросы типа - где, при каких условиях, стартует г-процесс? - в каких астрофизических объектах реализуются условия для протекания г-процесса? - каков сценарий, приводящий к появлению необходимых условий и их поддержанию в течение достаточного времени? Какова динамика изменения условий быстрого нуклеосинтеза?

2. Ко второй группе относятся вопросы, ответы на которые позволят понять - где же кончается г-процесс? Какие причины вызывают его остановку? Истощение ли это свободных нейтронов или катастрофически быстрое падение плотности вещества от значений, характерных для плотного и сверхплотного состояния вещества до плотностей разреженного газа? Или же это процессы деления трансурановых ядер, последовательное изучение которых только начинается.

3. К третьей группе относятся задачи прогнозирования и(или) уточнения ядернофизических свойств ядер (энергий связи, сечений, вероятностей запаздывающих процессов, деления, скоростей распада и синтеза и др.), решение которых позволит определить распространенность ядер, образующихся в г-процессе.

Показано, что формирование распространенности тяжелых элементов, образованных в г-процессе, должно проходить в области ядер, примыкающей

к границе нейтронной стабильности, что достигается в процессе взрывного нулеосинтеза со временем протекания несколько сотен миллисекунд.

Для решения поставленных задач в § 1.2 сформулирована физическая модель образования тяжелых элементов и описан адекватный модели численный метод, позволяющий решить основную задачу нуклеосинтеза - определить количество и. изотопное распределение образующихся химических элементов.

Приближение ядерного статистического равновесия является основным подходом при моделировании образования промежуточных элементов и элементов группы железа на равновесных стадиях эволюции звезд. Однако для г-процесса и предшествующих ему других динамических процессов взрывного типа эта модель неприменима, и необходимо учитывать кинетику различных ядерных реакций, скорости которых меняются очень быстро в зависимости от изменения параметров сценария, в котором достигается значительный избыток свободных нейтронов. При создании модели были учтены не только обычно рассматриваемые реакции захвата нейтронов, бета-распад с сопутствующей эмиссией запаздывающих нейтронов, обратные (7, п)-реакции, но и основные парные термоядерные реакции, важные на этапе нуклеосинтеза, предшествующего г-процессу и формирующие в ряде сценариев зародышевые для г-процесса ядра с участием нейтронов, протонов и альфа-частиц. Кроме того, детально были учтены три основные моды деления - запаздывающее, вынужденное и спонтанное, ранее последовательно и одновременно не рассматривавшиеся. Процессы деления очень важны для основной моды г-процесса, в которой образуется большая часть тяжелых ядер, включая уран, торий и, возможно, сверхтяжелые элементы. Кроме того, был учтен и альфа распад в области актинидов и трансактинидов - для прослеживания эволюции химических элементов на больших временных масштабах.

Изменение концентраций каждого ядра описывается дифференциальным

уравнением:

dYAZ/dt = -(\0(A,Z) + Ánf(A,Z) + \a(A,Z) + \sf(A,Z))YAZ +

+ £ \0(A + i,Z-l)Pin(A + i,Z-l)-YA+itZ^-i=0,1,2,3

- £ (Aki(A, Z) ■ Ya,z - \¡k(A + СД, Z + Cfk) ■ Yjucfk^cfk +

j,fc=l,2,3,4fc/j

+ £ Wnf(Af,Zf,A,Z)Xnf(Af,Zf)-YAftZf + Xa(A + 4,Z + 2) + A,,Z¡

+ £ Wm(Af,Zf,A,Z)Xp(Af,Zf)Pp4f(Af,Zf))-YAltZl + .

Af,Zf

+ £ W3f(Af,Zf,AZ)\sf(Af>Z})-YAhZ¡, (1) Af,Zf

\kj определяет скорости реакций с нейтронами, протонами, a-частицами и 7-квантами: {A, Z)+k -> (A+Cfk, Z+Cfk)+j; Cfk и Cfk определяют изменения Z и A; Wnf, Wsf и Wpdf - распределения продуктов деления ядра (Af, Z¡) при вынужденном, спонтанном и запаздывающем делении; Ргп и Pp¿f - вероятности эмиссии i запаздывающих нейтронов и запаздывающего деления.

Для решения задач, связанных с образованием части тяжелых ядер, где нет деления, но результаты чувствительны к точности расчета выхода нейтронов, в § 1.3 описана двухкодовая методика, основанная на раздельном рассмотрении нуклеосинтеза легких и тяжелых ядер, когда один код контролирует кинетику примерно 120 реакций между легкими и промежуточными ядрами (n,p,D,T,3He,4He . . . 24Mg, ... Fe), в то время как второй код включает более чем 4000 уравнений, описывающих превращение затравочных ядер железа в более тяжелые элементы через многочисленные захваты нейтронов и протонов, и последующий бета-распад.

Ядерные данные для делящихся и часто деформированных ядер - сечения деления, барьеры деления, энергии связи нейтрона, массы ядер - продуктов деления, могут быть получены в настоящее время только (за единичными исключениями) расчетно. Поэтому одна из задач исследования - обеспечить модель нуклеосинтеза ядерными данными и попытаться оценить степень их надежности. Для этой цели в главе 2 были рассмотрены и рассчитаны наи-

более важные характеристики атомных ядер, без которых невозможно моделирование нуклеосинтеза тяжелых ядер в г-процессе.

Первая часть главы 2 посвящена расчетам скоростей захвата нейтрона и вынужденного деления при астрофизических энергиях ~ 0.1 - 10 МэВ. В разделах 2.2.2, 2.2.3 в рамках статистической модели Вольфенштейна-Хаузера-Феашбаха получены прогнозы скоростей вынужденного деления и радиационного захвата нейтронов в широком диапазоне характерных для астрофизического нуклеосинтеза температур (108 < Т(К) < Ю10) и ядер (все возможные изотопы химических элементов 84 < Z < 118, т.е. от Ро до Uno), и различных теоретических моделей определения масс и барьеров деления. На основе расчетов получены коэффициенты для зависящих от температуры аппроксимаций скоростей реакций - аналогичные формулам стандарта библиотеки REACLIB [1], которые использовались в предшествующих работах [2]. Коэффициенты для формул, необходимые для он-лайн расчета значений астрофизических (звездных) скоростей реакций, приведены в таблицах. Эти данные, совместно с вероятностями запаздывающих процессов, также рассчитанные в данной главе в рамках единого теоретического подхода, составляют основу огромного массива ядернофизических параметров для большинства изотопов тяжелых элементов. Рассчитанные характеристики позволяют проводить моделирование r-процесса в области как тяжелых, так и сверхтяжелых элементов с учетом обратной связи между трансурановой областью и областью ядер - продуктов деления.

В разделе 2.2.4 на основе проведенных расчетов скоростей захвата нейтронов ядрами и вынужденного деления были получены их аппроксимации. Формулы и коэффициенты для этих аппроксимаций приведены в доступных для научной общественности интернет-таблицах базы данных CDS. Формат таблиц и необходимые комментарии приведены в Приложении диссертации.

В § 2.1 было показано, что основным типом деления, прерывающим продвижение r-процесса в область сверхтяжелых элементов, является вынужден-

ное деление. Однако запаздывающее деление остаётся тем не менее важным по следующим причинам: 1. После истощения нейтронного потока, распространенность химических элементов продолжает изменяться только за счет бета распадов и запаздывающего деления, причем сильнее всего меняется состав трансурановых элементов и элементов вблизи пика А—130; 2. В начале стадии охлаждения, когда плотность нейтронов еще не мала, то конкурирующий с запаздывающим делением процесс эмиссии запаздывающих нейтронов приводит после бета-распада к увеличению захватов нейтронов и вынужденного деления; 3. Согласованный расчет вероятностей запаздывающего деления и эмиссии запаздывающих нейтронов важен для правильных расчетов изменения концентраций за счет ветвления в сценариях, упомянутых в п. 1. и п. 2.

Поэтому § 2.3 посвящен запаздывающим процессам при бета-распаде сильно нейтроноизбыточных ядер - запаздывающему делению и эмиссии запаздывающих нейтронов. В качестве основы для запаздывающих процессов использовалась развитая ранее модель силовой функции бета-распада. |3|. основанная на теории конечных ферми-систем Мигдала.

Роль запаздывающего деления в г-процессе была оценена достаточно давно (смотри, например. |4-6|). В этих работах параметры запаздывающего деления определялись из микроскопических расчетов и считалось, что запаздывающее деление наиболее важно для образования ядер-космохрономстров [5,7], но слабо влияет на выход других тяжелых ядер.

В результате подробных расчетов нуклеосинтеза в сценариях с большим временем протекания г-процесса и учете запаздывающих процессов на всех этапах быстрого нуклеосинтеза было показано, что на последней стадии г-процссса (когда плотность свободных нейтронов падает ниже критической) запаздывающее деление заметно влияет на выходы тяжелых элементов, образующихся в г- процессе.

Расчеты вероятностей запаздывающего деления, сделанные для масс и ба-

рьеров деления, основанных на обобщенной модели Томаса-Ферми с поправкой Струтинского, показали, что использование силовых функций на основе ТКФС приводит к уменьшению рассчитываемых величин вероятности запаздывающего деления Р/м/, переоцененных в ранних работах [4|.

В расчетах выходов ядср-космохронометров становится важным расчет скоростей спонтанного деления. Поэтому в § 2.4 на основе современных прогнозов барьеров деления рассчитаны параметры различных представлений формулы Святецкого, определяющей скорость спонтанного деления.

В основном г-процессе происходит зацикливание нуклеосинтеза за счет интенсивного деления и воспроизводства выгоревших зародышевых ядер ядрами-продуктами деления, и поэтому становится важным знать массовое распределение продуктов деления. Поскольку точные расчеты распределения осколков деления сильно нейтроноизбыточных актинидов только ведутся [8], нами на основе систематики ядерных данных были получены феноменологические распределения по массам ядер-продуктов деления (см. § 2.5), использовавшиеся в расчетах.

Для представления степени надёжности сделанных расчетов были проведены сравнения с экспериментальными данными, показавшими хорошее совпадение теории и эксперимента.

В процессе моделирования выходов актинидов в импульсном г-процессе при облучении урана интенсивными нейтронными потоками было показано, что существует возможность тестирования рассчетных скоростей реакций. Так. было показано, что применение в моделях нуклеосинтеза скоростей реакций на основе предсказаний барьеров и масс в рамках подхода Хартри-Фока-Боголюбова значительно уменьшает нечетно-четный эффект колебаний выходов соседних изотопов, образующихся в нуклеосинтезе, а расчеты выходов трансурановых элементов в импульсном нуклеосинтезе, сделанные с использование обобщенной модели Томаса-Ферми и рассчитанных скоростей вынужденного и запаздывающего деления показали хорошее совпадение рас-

четов и измерений выходов актинидов, включая обращение нечетно-четного эффекта в области А~255 (§ 2.7).

Глава 3 посвящена исследованию динамики горячего ветра от протоней-тронной звезды и развитию условий для нуклеосинтеза под действием нейтронов. Известно, что в нейтринном ветре от горячих нейтронных звезд, возникающем в результате взрыва сверхновой, создаются условия для протекания г-процесса. Часть вещества на поверхности нейтронной звезды, нагреваясь нейтрино от сколлапсировавшего ядра сверхновой, выбрасывается в окружающую среду. Вещество выброса сильно нейтронизовано и характеризуется высокой энтропией, умеренной плотностью и температурой, быстро падающей в результате разлета и охлаждения ниже температуры замораживания реакций с заряженными частицами.

В настоящей главе исследовано влияние динамики потоков выбрасываемого вещества на больших временных интервалах на нуклеосинтез в г-процессе. Для этого были рассмотрены две фазы выброса вещества, когда начальная фазы свободного разлета вещества сменяется второй, более медленной, стадией расширения. В данном исследовании использовалось схематичное описание динамики ветра, которое позволило изучить процесс нуклеосинтеза в нейтринном ветре, заторможенном ударной волной, и влияние на него таких характеристик, как асимптотические температура и плотность, а также энтропия и характерный временной масштаб разлета вещества.

В § 3.1 был сделан вывод о том, что охлаждение вещества сверхновой во время разлета вещества на больших временных интервалах оказывает существенное влияние на нуклеосинтез в г-процессе. В частности, медленная фаза разлета с уменьшающимися температурой и плотностью, которая следует за первоначальным быстрым сверхзвуковым разлетом, более благоприятна для сильного г-процесса, чем рассмотренные ранее [9-11] модели с постоянными граничными условиями.

В § 3.2 рассмотрены модели торможения вещества ветра, приводящие к

созданию условий для г-процесса. В § 3.4 подробно рассмотрена динамика ветра в зависимости от асимптотики температуры и плотности на стадии торможения вещества ветра. В § 3.5 и в § 3.6 представлены результаты численного моделирования нуклеосинтеза в веществе ветра и определены значения параметров вещества ветра, благоприятные для образования тяжелых элементов вплоть до платинового пика. Показано, что в случае умеренного торможения выброшенного ветром вещества, выход тяжелых элементов слабо чувствителен к значению асимптотической температуры в пределах от Тэ(£о) = 0.3 до Г9(*о) = 1-4.

Вообще говоря, образование элементов пика 196, а тем более сверхтяжелых элементов (СТЭ) требует большой продолжительности г-процесса, такой, чтобы установившаяся в процессе деления обратная связь с областью продуктов деления приводила к стационарному течению г-процесса в области А от —100 до 230—260. Такая длительность нуклеосинтеза достижима в сценариях, реализующих модель длительной нейтронной экспозиции, типа выброса в межзвездную среду сильно нейтронизованного вещества при слиянии нейтронных звезд в процессе эволюции тесных двойных систем или струй с поверхности нейтронных звезд, где начальное для г-процесса отношение числа нейтронов к зародышевым ядрам достаточно велико (более 300).

В исследовании нуклеосинтеза в сценарии слияния нейтронных звезд, приведенном в главе 4, сделан подробный анализ роли разных типов деления в г-процессе. В § 4.1 установлено, что длительная нейтронная экспозиция -необходимое условие для образования элементов платинового пика и трансурановых элементов.

В § 4.2 анализируется зависимость выходов тяжелых элементов от запаздывающего и вынужденного деления. Проанализированы существующие базы данных по вероятностям запаздывающего деления. Показано, что погрешности в модели могут приводить к значительному изменению относительного выхода тяжелых элементов, прежде всего в области второго и третьего пиков

на кривой распространенности. Показана динамика быстрого нуклеосинтеза во времени.

В § 4.3 исследован относительный вклад вынужденного, запаздывающего и спонтанного деления на образование как тяжелых, так и сверхтяжелых элементов в г-процессе. Показано, что все три типа деления атомных ядер: вынужденное, запаздывающее и спонтанное - оказываются важны в сценариях г-процесса, реализующих нуклеосинтез в среде с большой концентрацией нейтронов. Также показано, что быстрый нуклеосинтез является тем астрофизическим процессом, в котором в природе, в принципе, могут быть образованы сверхтяжелые элементы. Однако для окончательного ответа на этот вопрос нужно не только развитие сценариев, но и создание надежных моделей прогнозирования времен жизни спонтанного деления и барьеров деления, к неточностям в которых сильно чувствительны выходы сверхтяжелых элементов и ядер-космохронометров. Поэтому только те модели, которые дают хорошее согласие с наблюдениями для выходов ядер-космохронометров, могут быть использованы для прогнозирования выходов сверхтяжелых элементов. Однако и они должны применяться с осторожностью, особенно основанные на прогнозируемых величинах барьера деления: величина барьера деления вблизи области нейтронной стабильности для трансактинидов, как показывают недавние расчеты барьеров деления [12], может быть выше принятых в настоящее время значений, что может привести к значительным изменениям искомых выходов.

Расчеты распространенности тяжелых элементов в сценарии слияния нейтронных звезд показали также, что выход сверхтяжелых элементов сильно зависит от модели спонтанного деления. Использование моделей спонтанного деления, приводящих к расширению области спонтанного деления, приводит к завышению доли вклада спонтанного деления и закрывает дополнительную и еще не рассмотренную возможность второго пути образования СТЭ, когда г-процесс, пройдя вдоль границы нейтронной стабильности в область ядер

с А > 300, может в результате бета-распадов обойти область с большими скоростями спонтанного и запаздывающего деления и через альфа-распады ядер с А > 300 привести к образованию наиболее долгоживущих изотопов из острова стабильности.

Развитие сценариев процесса образования сверхтяжелых элементов в природе [13] и появление новых прогнозов ядерных данных [14] дает основание на заметный прогресс в вопросе определения конкретных изотопов СТЭ, образующихся в природе, что необходимо как при планировании экспериментов, так и в поисках следов СТЭ на земле и в космосе, однако для таких прогнозов требуются более надежные расчеты скоростей спонтанного деления трансактин идов.

В § 4.4 на основе расчетов распространенности ядер-космохронометров методом изотопных отношений для разных моделей ядерных данных было показано, что большинство расчетных значений концентраций космохроно-метрических пар в модели галактического нуклеосинтеза, близком к равномерному, но с обогащении тяжелых элементов перед образованием планет солнечной системы за счет близкой к планетарному облаку вспышки быстрого нуклеосинтеза, возможно связанного со взрывом сверхновой, указывает на значение возраста вселенной в дипазоне от 11 до 18 млрд лет и не противоречит определенному другими методами значению. Однако, поскольку зависимость возраста от используемых ядерных данных, как было показано ранее [7], порядка 20%, значение возраста вселенной методом изотопных отношений подлежит переоценке на основе новых ядерных данных и уточненных наблюдений распространенности ядер космохронометров.

Проведенные расчеты г-процесса в сценарии слияния нейтронных звезд, использующие значения ядерных масс и барьеров деления, вычисленные в обобщенной модели Томаса-Ферми и основанных на них скоростях реакций [15], массовое распределение ядер-продуктов деления и для всех рассмотренных моделей спонтанного деления хорошо описывают наблюдаемую распрос-

-I г

- : -Лй

1. ' '

»1

I = 4.7 Ып у

1.0

0.0 г-

;П и IV -1

-А

У • .1 1 V

. ' ,Л.< м А А ' Г > -I

л И''Л У\Д;./ 1-Л' л А и ' »'-Л/ 1

- - Ч' , А'

_>_ . . I

г.я М" 1 I о.о — •

в_I

! 1 : ;

-а—^ I

¡1

120 140 160 " 1X0 200 220

Л

50

80

Рис. 1: Расчетная распространенность изотопов УА (слева) и Уг (справа) через 4.7 млрд лет после окончания г-процесса. В нижней части рисунков показано отношение расчетных и наблюдаемых распространенностей.

траненность химических элементов в области от второго до третьего пика на наблюдаемой кривой распространенности (Рис.1), что подтверждает реальность сценария слияния нейтронных звезд в качестве основного сценария г-процесса.

В целом в главе 4 изучены особенности протекания г-процесса в области трансурановых элементов и показана важность деления как для основного процесса образования тяжелых элементов, так и разделения пути развития быстрого нуклеосинтеза - на основную ветвь, образующуюся за счет деления, вовлечения продуктов деления в г-процесс в качестве новых зародышевых ядер и установления квазиравновесия между областью продуктов деления и областью делящихся ядер, и слабую ветвь, формирующуюся потоком нуклеосинтеза, преодолевшим область интенсивного деления и образующим сверхтяжелые элементы.

Впервые показано преобладание вынужденного, а не запаздывающего, де-

(б)

ал

0.01

0.001

Г r 1 ! ' ' 1 1 : \ 1\ /\ \ / V \

I \ / \

1 1 ¡\Г'\ \ N 11

I i 1 А

/ \ 1

/ 1

1 1/ \\

/ v \\

/ \N

1 V

- 1 1 1 ! , V

85

Time, с

90

Z

Рис. 2: а) Доля вторичных ядер (в процентах), образованных за счет вынужденного деления (линия) и отношение числа делений в процессе бета-распада к числу делений в результате вынужденного деления (штриховая линия); концентрация свободных нейтронов (линия с кружками); заштрихованы области, где преобладает вынужденное (левая штриховка) и запаздывающее (правая штриховка) деление; б) доля химических элементов, распавшихся в течение нуклеосинтеза в сценарии СНЗ за счет вынужденного (линия) и запаздывающего (штриховая линия) деления.

ления в процессе образования и формировании выходов тяжелых элементов (Рис.2), и впервые исследовано совместное влияние различных процессов деления на образование тяжелых и сверхтяжелых ядер, определен вклад вынужденного, запаздывающего и спонтанного деления на образования тяжелых ядер.

Показана сильная зависимость формирования выходов ядер космохроно-метров, а также сверхтяжелых элементов, от модели спонтанного деления, что позволяет тестировать существующие модели спонтанного деления путем сравнения расчетных выходов ядер-космохронометров с наблюдениями их

распространенности. Показано наличие ветвления г-процесса в области трансактинидов на основную ветвь образования тяжелых ядер и слабую ветвь, приводящую к образованию сверхтяжелых ядер в основном г-процессе, осуществляющимся при высоких концентрациях свободных нейтронов. На основе существующих ядерных данных определены изотопы сверхтяжелых элементов, образующиеся в данном сценарии, и рассчитаны их выходы. Величина их выходов может быть относительно велика (Рис.3), но сильно зависит от используемых теоретических моделей, а время жизни образующихся сверхтяжелых изотопов невелико.

В главе 5 в рамках схематической модели, основанной на эволюционном сценарии взрыва сверхновой [16], исследован вопрос - могут ли астрофизические процессы быстрого захвата нейтронов привести к образованию сверхтяжелых элементов при взрыве сверхновой, и могут ли они быть обнаружены в природе.

Для этой цели были проведены расчеты нуклеосинтеза с использованием полностью динамических кинетических моделей в предположении, что в рассматриваемой среде отношение числа нейтронов к числу зародышевых ядер достаточно велико для возможности образования сверхтяжелых ядер. Расчеты были сделаны для двух наборов ядерных масс и барьеров деления и двух предельных случаев физических условий, определяемых температурой, что приводит к моделям "холодного" и "горячего" г-процесса. Учитывались все возможные каналы деления и соответствующие распределения продуктов деления. Было показано, что для таких моделей и условий, возможных при взрыве сверхновой II типа, образование сверхтяжелых ядер с А ~ 300 происходит, однако образовавшиеся изотопы имеют короткое время жизни и быстро распадаются за время от нескольких дней до нескольких лет.

В главе 6 были рассмотрены различные варианты слабого г-процесса, в котором, избыток нейтронов недостаточен для поддержания сильного г-процесса и могут образовываться только изотопы химических элементов с массовым

N А

Рис. 3: Выход сверхтяжелых элементов в г-процессе: Y(Z. N) (слева) и Y(Ä) (справа) при использовании скоростей спонтанного деления (сверху вниз): феноменологической модели |17| - (а)\ аппроксимаций на основе экспериментальных - (б) и теоретических - (в) барьеров деления: расчетов |18| - (г) на момент времени rR = 1000 с. Значения концентраций YZn > 10~° обозначены черным. Ю~10 < YZn < Ю^5 - темно-серым, 10~15 < YZN < Ю~10 - серым. 10"15 < Yzn < Ю-20- светло-серым.

L

числом от 80 до 130.

В § 6.1 рассмотрен слабый г-процесс, в котором нейтроны, необходимые для образования тяжелых ядер, образуются в результате развала ядер гелия, вызванного рассеянием на них нейтрино от сколлапсировавшего ядра звезды. В этом же параграфе рассмотрен впервые предложенный механизм ускорения г-процесса в результате прямого захвата электронных нейтрино тяжелыми ядрами, что приводит к увеличению зарядового числа, как при /3--распаде.

В § 6.2 рассмотрен сценарий г-процесса при взрыве термоядернойой сверхновой, являющийся развитием модели гЬс-процесса, предложенного в 80-х годах прошлого века как возможный сценарий нуклеосинтеза тяжелых элементов при взрыве термоядерной сверхновой.

Таким образом, в главе 6 было показано, что образование ядер в области А « 80 — 130 может происходить:

1) в гелиевой оболочке сверхновой за счет источника нейтронов, возникающего при возбуждении ядер гелия нейтрино от коллапсирующего ядра с последующим испарением нейтронов частью ядер. Этот реалистичный механизм будет в дальнейшем исследоваться по мере развития соответствующих сценариев. В соответствии с выводами работы [19] о сильном влиянии реакций, вызванных протонами {р. 7), (р,п) на формирование зародышевых ядер, показано, что: а) распределение зародышевых ядер сдвигается в сто' рону более тяжелых изотопов, увеличивая количество захваченных ядрами

железного пика почти в 2 раза, уменьшая тем самым величину одного из самых жестких параметров - отношения свободных нейтронов к зародышевым ядрам; б) приводит к ускорению г-процесса.

2) В сценариях взрыва термоядерных сверхновых вопрос протекания слабого г-процесса менее изучен, хотя исследовались различные варианты сценариев, в которых, однако, был слишком мал избыток нейтронов, использовались искусственные варианты нейтронного источника типа 13С, и значимое

количество элементов за железным пиком не образовывалось. Однако при повышенном нейтронном избытке тяжелые элементы могут образоваться в следующих случаях: а) если первоначальный избыток нейтронов очень велик и характерное гидродинамическое время мало, могут образоваться все элементы от железа до урана, причем рассмотренный в настоящей работе сценарий образования тяжелых элементов требует значительно меньшего количества свободных нейтронов; б) если нейтронов после остывания вещества недостаточно для синтеза элементов тяжелее ксенона, то этот сценарий образования химических элементов может быть принципиально важен для выяснения вопроса об образовании этих элементов в природе, поскольку существующие модели r-ироцесса при взрыве массивных сверхновых II типа или слиянии нейтронных звезд позволяют получить хорошее согласие с наблюдениями только для масс А > 120. Поэтому при наличии сценария, обеспечивающего высокую начальную нейтронизацию вещества -щ> 0.30, может быть реализован слабый г-процесс, ответственный за образование ядер с А < 130, однако таких сценариев пока нет.

В заключении дана краткая характеристика диссертационной работы, сформулированы основные результаты и выводы, кратко изложены перспективы исследований нуклеосинтеза в области актинидов.

В приложении приведены форматы и описание таблиц, содержащих как расчеты скоростей реакций при фиксированных значениях температуры, так и коэффициенты к аппроксимационным формулам, позволяющие вычислять значения скоростей реакций при произвольном значении температуры из рассмотренного диапазона значений. Таблицы находятся в открытом доступе базы данных CDS (Strasbourg Astronomical Data Center, CDS, URL: http://vizier.u-strasbg.fr/viz-bin / VizieR?-source=J / A).

Публикации по теме диссертации

Изложенные в диссертации результаты были опубликованы в 1990-2013 гг. в 50 работах (из них 36, обозначенные звездочкой, опубликованы в журналах списка ВАК, а 4 - без соавторов),

1* Панов И.В., Лютостанский Ю.С., Ляшук В.И. Влияние эффектов запаздывающего деления на образование трансурановых элементов // Известия. РАН, сер. физ. 1990. Т. 54(11). С. 2137-2142.

2. Nadyozhin D.K., Panov I.V. The influence of neutrino flux upon the nucleosynthesis of heavy nuclei. In: 3d International Symposium on Weak and Electromagnetic Interactions in Nuclei (WEIN-92), (Dubna, Russia, June 16-22,1992): proceedings / Edited by Tc.Vylov, World Scientific Publishing Co., Utopia Press, Singapore. 1993. P. 479-486.

3* Панов И.В. Сечения захвато нейтрино нейтроноизбыточными ядрами // Письма в Астрон. журн. 1994. Т. 20. С. 616-622.

4* Панов И.В., Птицын Д.А., Чечеткин В.М. Проблема образования элементов за железным пиком и гЬс-процесс // Письма в Астрон. журн. 1995. Т. 21(2). С. 209-214.

5.* Блинников С.И., Панов И.В., Птицын Д.А., Чечеткин В.М. Физическое обоснование процесса нуклеосинтеза тяжелых элементов // Письма в Астрон. журн. 1995. Т. 21(6). С. 872-876.

6+ Блинников С.И., Панов И.В. Кинетическая модель для быстрого нуклеосинтеза /',/ Письма в Астрон. Журн. 1996. Т. 22. С. 45-54.

7* Панов И.В. Радиационный захват нейтронов и г-процесс // Известия РАН, сер. физ. 1997. Т. 61. С. 210-219.

8* Nadyozhin D.K., Panov I.V. Nucleosynthesis Induced by Neutrino Spallation of Helium U Nuclear Physics A. 1997. Vol. 621. P. 359-362.

9* Nadyozhin D.K., Panov I.V., Blinnikov S.I. The neutrino-induced neutron

source in helium shell and r-process nucleosynthesis // Astronomy and Astrophysics. 1998. Vol. 335. P. 207-217.

10* Герасименко В.Ф., Крамаровский Я.M., Панов И.В. Расчет сечений нейтронного захвата ядер, образующихся в астрофизическом г-процессе ,// ЯФ. 1999. Т. 62. вып. 1. С. 119-125.

11* Панов И.В., Надёжин Д.К. Роль протонов и альфа-частиц в быстром нуклеосинтезе в оболочке коллапсирующей сверхновой // Письма в Астрой. журн. 1999. Т. 25. вып. 6. С. 435-440.

12.* Nadyozhin D.K., Panov I.V. A two-code iterative method to calculate the light and heavy element synthesis // Nuclear Physics A. 2001. Vol. 688. P. 590-592.

13* Надёжин Д.К., Панов И.В. Итерационный метод для одновременного расчета синтеза как легких, так и тяжелых элементов // Письма в Астрой. Журн. 2001. Т. 27. С. 440-450.

14* Панов И.В., Блинников С.И., Тилеманн Ф.-К. Нуклеосинтез тяжелых элементов: результаты вычислительного эксперимента // Письма в Астрой. Журн. 2001. Vol. 27(4). Р. 279-290.

15* Panov I.V., Freiburghaus С., Thielemann F.-К. Could fission provide the formation of chemical elements with A < 120 in metal-poor stars? // Nuclear Physics A. 2001. Vol. 688. P. 587-589.

16* Панов И.В., Чечеткин В.M. Об образовании химических элементов за железным пиком // Письма в АЖ. 2002. Т. 28. вып. 7. С. 541-553.

17* Панов И.В. Где проходит путь г-процесса: предельные случаи и сравнение с наблюдениями // Письма в Астрон. Журн. 2003. Т. 29. С. 195-201.

18* Панов И.В., Тилеманн Ф.-К. Проблема деления и r-процесс: скорости вынужденного и запаздывающего деления // Письма в Астрон. Журн. 2003. Т. 29. С. 510-521.

19* Panov I.V., Thielemann F.-K. Final r-process yields and the influence of fission: the competition between neutron-induced and beta-delayed fission // Nuclear Physics A. 2003. Vol. 718. P. 647-649.

20* Thielemann F.-K., Argast D., Brachwitz F., Hix W.R., Hoflich P., Liebendorfer M., Martinez-Pinedo G., Mezzacappa A., Panov I., Rauscher T. Nuclear cross sections, nuclear structure and stellar nucleosynthesis // Nuclear Physics A. 2003. Vol. 718. P. 139-146.

21* Панов И.В., Тилемаин Ф.-К. Проблема деления и r-процесс: конкуренция между вынужденным и запаздывающим делением // Письма в Астрон. Журн. 2004. Т. 30. С. 711-719.

22* Panov I.V., Kolbe Е., Pfeiffer В., Rauscher Т., Kratz K.-L., Thielemann F.-K. Calculations of fission rates for r-process nucleosynthesis // Nuclear Physics A. 2005. Vol. 747. P. 633-654.

23. Panov I.V., Korneev I.Yu. Fission recycling in the r-process and formation of the second peak with A 130. In: International Symposium on Nuclear Astrophysics "Nuclei in the Cosmos - IX"(CERN, Geneva, June 25-30, 2006): proceedings. / Proceedings of Science. 2006. PoS (NIC-IX) 156.

24. Nadyozhin D.K., Panov I.V. Neutrino-induced nucleosynthesis as a probe into the mechanism of Supernovae. In: International Symposium on Nuclear Astrophysics "Nuclei in the Cosmos - IX" (CERN, Geneva, June 25-30, 2006): proceedings. / Proceedings of Science. 2006. PoS (NIC-IX) 147.

25. Martinez-Pinedo G., Kelic A., Langanke К., Schmidt К., Mocelj D., Fröhlich С., Thielemann F. -К., Panov I., Rauscher Т., Liebendo"rfer M., Zinner

N., Pfeiffer В., Buras FL, Janka H.-Th. Nucleosynthesis in neutrino heated matter: The vp-process and the r-process. In: International Symposium on Nuclear Astrophysics "Nuclei in the Cosmos - IX"(CERN, Geneva, June 2530, 2006): proceedings. / Proceedings of Science. 2006. PoS (NIC-IX) 064.

26* Надёжин Д.К., Панов И.В. Слабый компонент r-процесса как результат взаимодействия нейтрино с гелиевым слоем сверхновой // Письма в Астрон. Журн. 2007. Vol. 33. Р. 385-389.

27. Martinez-Pinedo G., Mocelj D., Zinner N.T., Kelic A., Langanke K., Panov I., Pfeiffer В., Rauscher Т., Schmidt K.-H., Thielemann F.-K. The role of fission in the r-process // Progress in Particle and Nuclear Physics. 2007. Vol. 59(1). P. 199-205.

28. Thielemann F.-K., Fröhlich С., Hirschi R., Liebendorfer M., Dillmann I., Mocelj D., Rauscher Т., Martinez-Pinedo G., Langanke К., Farouqi К., Kratz K.-L., Pfeiffer В., Panov I., Nadyozhin D.K., Blinnikov S., Bravo E., Hix W.R., Höflich P., Zinner N.T. Production of intermediate-mass and heavy nuclei // Progress in Particle and Nuclear Physics. 2007. Vol. 59(1). P. 74-93.

29. Thielemann F.-K., Mocelj D., Panov I., Kolbe E., Rauscher Т., Kratz К,-L., Farouqi К., Pfeiffer В., Martinez-Pinedo G., Kelic A., Langanke K., Schmidt K.-H., Zinner N. The R-Process Supernovae and Other Sources of the Heaviest Elements // International Journal of Modern Physics E. 2007. Vol. 16(4). P. 1149-1163.

30. Korneev I.Yu., Panov I.V., Rauscher Т., Thielemann F.-K. SMOKER and NON-SMOKER neutron-induced fission rates. In: Seminar on Fission VI (Corresdonk, Belgium, 18-21 September 2007): proceedings / Eds C.Wagemans, J.Wagemans and P.D'hondt. World Scientific Publishing Co. Pte. Ltd. Singapore. 2008. P. 177-186.

31. Nadyozhin D.K., Panov I.V. Neutrino-induced nucleosynthesis in supernovae: synthesis of light elements and neutrino-driven r-process ,// J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. 2008. Vol. 35. id. 014061. P. 1-5.

32.* Панов И.В., Корнеев И.Ю., Тилеманн Ф.-К. т-процесс в области трансурановых элементов и вклад продуктов деления в нуклеосинтез ядер с А<130 // Письма в Астрон. Журн. 2008. Т. 34. С. 189-197.

33* Panov I.V. and Janka H.-Th. On the Dynamics of Proto-Neutron Star Winds and r-Process Nucleosynthesis // Astronomy and Astrophysics. 2009. Vol. 494(3). P. 829-844.

34. Gopka V.F., Yushchenko A.V., Yushchenko V.A., Panov I.V., Kim Ch. Identification of absorption lines of short half-life actinides in the spectrum of Przybylski's

star (HD 101065) // Kinematics and Physics of Celestial Bodies. 2008. Vol. 24(2). P. 89-98.

35. Petermann I., Arcones A., Kelic A., Langanke K., Martinez-Pinedo G., Schmidt K.-H., Hix W.R., Panov I.V.. Rauscher Т., Thielemann F.-K., Zinner N. R-process nucleosynthesis calculations with complete nuclear physics input // In: Int. Symposium on Nuclear Astrophysics "Nuclei in the Cosmos -X (CERN, Geneva. July 27- Aug 1, 2008): proceedings / CERN: Proceedings of Science. 2008. PoS (NIC-X) 143.

36.* Панов И.В., Корнеев И.Ю., Тилеманн Ф.-К. Сверхтяжелые элементы и г-процесс // ЯФ. 2009. Т. 72. С. 1026-1033.

37* Blinnikov S. I, Panov I. V., Rudzsky M. A., Sumiyoshi К. The equation of state and composition of hot, dense matter in core-collapse supernovae // Astronomy Astrophysics. 2011. Vol. 535. id. A37. P. 1-13.

38. Thielemann F-K., Dillmann I., Farouqi K., Fischer Т., Frohlich C., Kelic-Heil A., Korneev I., Kratz K-L., Langanke K., Liebendorfer M., Panov I.V.,

Martinez-Pinedo G., Rauscher Т. The r-, p-, and rp-Process // J. Phys.: Conf. Ser. 2010. Vol. 202. id. 012006. P. 1-13.

39. Petermann I., Martinez-Pinedo G., Arcones A., Hix W.R., Kelic A., Langanke K., Panov I.V., Rauscher Т., Schmidt K.-H., Thielemann F.-K., Zinner N. Network calculations for r-process nucleosynthesis // J. Phys.: Conf. Ser. 2010. Vol. 202. id. 012008. P. 1-11.

40* Metzger B.D., Martinez-Pinedo G., Darbha S., Quataert E., Arcones A., Käsen D., Thomas R., Nugent P., Panov I.V., Zinner N.T. Electromagnetic Counterparts of Compact Object Mergers Powered by the Radioactive Decay of R-process Nuclei // Mon. Not. R. Astron. Soc. 2010. Vol. 406. P. 26502662.

41* Лютостанский Ю.С., Ляшук В.И., Панов И.В. Расчеты образования трансурановых элементов в интенсивных нейтронных потоках в адиабатических условиях // Известия РАН, сер. физ. 2010. Т. 74(4). С. 504-508.

42* Panov I.V., Korneev I. Yu., Rauscher Т., Martinez-Pinedo G., Kelic-Heil A., Zinner N. Т., Thielemann F.-K. Neutron-induced astrophysical reaction rates for translead nuclei // Astronomy and Astrophysics. 2010. Vol. 513. id. A61. P. 1-13.

43* Панов И.В., Корнеев И.Ю., Раушер Т., Тилеманн Ф.-К. Скорости нейтронных реакций для г-процесса // Известия РАН, сер. физ. 2011. Т. 75. С. 520-525.

44* Thielemann F.-K., Arcones A., Kappeli R., Liebendorfer M., Martinez-Pinedo G., Langanke К., Farouqi К., Kratz K.-L., Panov I.V., Korneev I.Yu. What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements? // Progress in Particle and Nuclear Physics. 2011. Vol. 66(2). P. 346-353.

45. Panov I.V., Korneev I.Yu., Rauscher Т., Thielemann F-K. r-proeess reaction rates for the actinides and beyond. In: Seminar on Fission VI (Gent, Belgium, 17-20 May 2007): proceedings / Eds C.Wagemans, J.Wagemans and P.D'hondt World Scientific Publishing Co. Pte. Ltd. Singapore. 2011. P. 255-262.

46* Корнеев И.Ю., Панов И.В. Вклад деления в нуклеосинтез тяжелых элементов в астрофизическом г-процессе // Письма в Астрон. Журн. 2011. Т. 37(12). С. 930-939.

47* Petermann I., Langanke К., Martinez-Pinedo G., Panov I.V., Reinhard P.-G., Thielemann F.-K. Have superheavy elements been produced in nature? // Eur. Phys. J. A. 2012. Vol. 48. P. 122-133.

48* Панов И.В., Корнеев И.Ю., Лютостанский Ю.С., Тилеманн Ф.-К. Вероятности запаздывающих процессов для ядер, участвующих в г-процессе // ЯФ. 2013. Т. 76(1). С. 88-101.

49* Панов И.В., Корнеев И.Ю., Мартинец-Пинедо Г., Тилеманн Ф.-К. Влияние скорости спонтанного деления на выход сверхтяжелых элементов в г-процессе // Письма в Астрон. Журн. 2013. Т. 39. №3. С. 173-182.

50* Панов И.В., Долгов А.Д. Влияние моделей спонтанного деления на образование ядер космохрономегров в г-процессе // Письма в ЖЭТФ. 2013. Т. 98. С. 504-507.

Список литературы

1. Cyburt R. Н., Amthor А. М., Ferguson R., et al. The JINA REACLIB Database ,// The ApJ S. 2010. Vol.l89(l). R 240-252.

2. Rauscher Т., Thielemann F.-K., Kratz K.-L. Applicability of the Hauser-Feshbach approach for the determination of astrophysical reaction rates // Nucl. Phys. A. 1997. Vol. 621 P. 331-334.

3. Алексанкин В.Г., Лютостанский Ю.С., Панов И.В. Периоды полураспада ядер, удаленных от линии стабильности, и структура силовой функции /3-распада // Ядерная Физика. 1981 Т. 34. С. 1451.

4. Thielemann F.-K., Metzinger J., Klapdor H. V. Beta-delayed fission and neutron emission: Consequences for the astrophysical r-process and the age of the galaxy. // Phys. A. 1983. Vol. 309. P. 301-317.

5. Cowan J.J., Thielemann F.-K., Truran J.W. The R-process and nucleochro-nology // Phys. Reports. 1991. Vol. 208. P. 267-394.

6. Лютостанский Ю.С., Лящук В.И., Панов И.В. Влияние запаздывающего деления на образование трансурановых элементов // Изв. АН СССР. Сер. физ. 1990. Т. 54. С. 2197-2208

7. Лютостанский Ю.С., Малеванный С.В., Панов И.В., Чечеткин В.М. Возможность определения возраста галактики методом уран-ториевых изотопных соотношений // Ядерная физика. 1988. Т. 47(5). С. 1226-1237.

8. Kelic A., Zinner N., Kolbe Е., et al. Cross sections and fragment distributions from neutrino-induced fission on r-process nuclei // Physics Letters B. 2005. Vol. 616. P. 48-58.

9. Wanajo Sh., Kaj ino Т., Mathews G. J., Otsuki K. The r-Process in Neutrino-driven Winds from Nascent, "Compact" Neutron Stars of Core-Collapse Supernovae // ApJ. 2001. Vol. 554(1). P. 578-586.

10. Wanajo Sh., Itoh N., Ishimaru Yu., et al. The r-Process in the Neutrino Winds of Core-Collapse Supernovae and U-Th Cosmochronology // ApJ. 2002. Vol. 577. P. 853-865.

11. Terasawa M., Sumiyoshi К., Yamada S., et al. r-Process Nucleosynthesis in Neutrino-driven Winds from a Typical Neutron Star ,// ApJ. 2002. Vol. 578. P. L137-L140.

12. Moller P., Sierk A.J., Ichikawa T. et al. Heavy-element fission barriers // Phys. Rev. C. 2009. Vol. 79. P. 064304(45pp).

13. Petermann I., Langanke К., Martinez-Pinedo G., Panov I.V., Reinhard R-G., Thielemann F.-K. Have superheavy elements been produced in nature? // Eur. Phys. J. A. 2012. Vol. 48. P. 122-133.

14. Erler J., Langanke К., Loens H.P., et al. Fission properties for r-process nuclei // Phys. Rev. C. 2012. Vol. 85. id. 025802. P. 1-12.

15. Panov I.V., Korneev I. Yu., Rauscher Т., Martinez-Pinedo G., Kelic-Heil A., Zinner N. Т., Thielemann F.-K. Neutron-induced astrophysical reaction rates for translead nuclei // Astronomy and Astrophysics. 2010. Vol. 513. id. A61. P. 1-13.

16. Arcones A., Janka H.-Th., Scheck L. Nucleosynthesis-relevant conditions in neutrino-driven supernova outflows // Astronomy Astrophysics. 2007. Vol. 467. P. 1227-1248.

17. Панов И.В., Корнеев И.Ю., Тилеманн Ф.-К. r-процесс в области трансурановых элементов и вклад продуктов деления в нуклеосинтез ядер с А<130 /У Письма в Астрон. Журн. 2008. Т. 34. С. 189-197.

18. Zagrebaev V.l., Karpov A.V., Mishustin I.N. et al.) /./ Phys. Rev. C. 2011.

Vol. 84. id. 044617. P. 1-8.

19. Панов И.В., Надёжин Д.К. Роль протонов и альфа-частиц в быстром нуклеосинтезе в оболочке коллапсирующей сверхновой // Письма в Астрон. журн. 1999. Т. 25. вып. 6. С. 435-440.

Подписано к печати 22.01.14г. Формат 60x90 1/16

Усл. печ. л. 2,5 Уч.-изд. л. 1,8 Тираж 100 экз. Заказ 592

Отпечатано в ИТЭФ, 117218, Москва, Б.Черемушкинская, 25

ФГБУ Государственный Научный Центр Российской Федерации ИНСТИТУТ ТЕОРЕТИЧЕСКОЙ И ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНОЙ ФИЗИКИ

имени А.И.АЛИХАНОВА

на правах рукописи УДК 524.35, 539.17

05201450676

Научный консультант доктор физ.-мат. наук Надёжин Д.К.

ПАНОВ Игорь Витальевич

Образование тяжелых элементов при взрывных процессах в звездах.

Специальность 01.03.02 — Астрофизика и звездная астрономия Специальность 01.04.02 — Теоретическая физика

Диссертация на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва — 2013

ОГЛАВЛЕНИЕ

Введение............................................................................. 6

Литературный обзор ......................................................................... 6

Актуальность темы .......................................................................... 27

Цель работы ................................................................................. 29

Основные результаты и их научная новизна................................................. 30

Выносимые на защиту положения ........................................................... 33

Научная и практическая значимость работы ................................................ 34

Личный вклад автора........................................................................ 36

Публикации .................................................................................. 37

1. Образование тяжелых элементов в процессе быстрого нуклеосинтеза. Модель и методы............................................................................... 44

1.1. Основные проблемы г-процесса .............................................................. 45

Путь г-процесса........................................................................47

1.2. Математические модели и численный метод................................................. 50

1.2.1. Кинетическая модель нуклеосинтеза .................................................. 52

1.2.2. Тестовые задачи ....................................................................... 57

1.2.3. эффективный алгоритм для моделирования слабого г-процесаа...................... 64

2-х кодовая методика моделирования нуклеосинтеза..................................65

Итерационная схема................................................................... 66

Применимость 2х-кодовой схемы ...................................................... 67

1.3. Обсуждение .................................................................................. 69

1.4. Заключение и Выводы ....................................................................... 70

2. Особенности протекания г-процесса в трансурановой области и константное обеспечение нуклеосинтеза .......................................................... 72

2.1. Особенности г-процесса в условиях высокой плотности свободных нейтронов............... 73

2.1.1. Массы и барьеры деления для неизученных экспериментально ядер ................. 77

2.1.2. Моды деления и роль вынужденного деления в основном г-процессе ................. 82

2.2. скорости реакций под действием нейтронов..................................................85

2.2.1. статистическая модель вынужденного и запаздывающего деления ......................................86

2.2.2. Зависимость скоростей реакций под действием нейтронов от моделей ядерных масс и барьеров деления ............................................................................................................................................92

2.2.3. расчеты скоростей реакций для астрофизических приложений с учетом разных моделей ядерных масс и барьеров деления ........................................................................................100

2.2.4. Аппроксимации скоростей вынужденного деления и радиационного захвата

нейтрона..............................................................................................................................................................100

2.2.5. Скорости фотодиссоциации нейтрона и статистические веса....................................................103

2.3. Вероятности запаздывающих процессов при бета-распаде нейтроно-избыточных ядер, участвующих в г-процессе........................................................................................................................................106

2.3.1. Запаздывающее деление..............................................................................................................................107

2.3.2. Силовая функция бета-распада ..............................................................................................................113

2.3.3. Прогнозирование вероятности эмиссии нейтронов и запаздывающего деления ..............118

2.4. скорости спонтанного деления ..............................................................................................................................122

2.5. Массовое распределение продуктов деления ..................................................................................................124

2.6. Влияние модели массового распределения ядер - продуктов деления на образование элементов в области второго пика ......................................................................................................................130

2.7. Экспериментальная проверка ядерных данных ............................................................................................133

2.8. Обсуждение ....................................................................................................................................................................140

2.9. Заключение и Выводы ..............................................................................................................................................142

3. Динамика горячего ветра от прото-нейтронной звезды............................................................144

3.1. Параметры ветра..........................................................................................................................................................145

3.2. Динамика ветра............................................................................................................................................................149

3.3. Нуклеосинтез в горячем ветре ..............................................................................................................................151

3.4. Асимптотика температуры и плотности и образование платинового пика......................................153

3.5. Постоянные асимптотические температура и плотность ..........................................................................156

3.6. временнная зависимость асимптотических температуры и плотности ..............................................161

3.7. Зависимость нуклеосинтеза от параметров ветра........................................................................................165

3.8. Обсуждение ....................................................................................................................................................................171

3.9. Заключение и выводы................................................................................................................................................174

4. Основной r-процесс и прохождение волны нуклеосинтеза через трансурановую область............................................................................... 176

4.1. длительная нейтронная экспозиция - необходимое условие для образования элементов платинового пика и трансурановых элементов............................................... 177

4.2. образование тяжелых элементов в модели Слияния Нейтронных Звезд - зависимость выходов от параметров сценария и ядерных данных ........................................ 183

4.2.1. Зависимость концентраций тяжелых элементов от модели запаздывающего деления

при высокой начальной нейтронизации вещества и масс осколков деления ........... 184

4.2.2. Роль запаздывающего и вынужденного деления ...................................... 188

4.2.3. Динамика образование тяжелых и сверхтяжелых элементов в г-процессе ............ 192

4.3. спонтанное деление и образование сверхтяжелых элементов (СТЭ) ......................... 200

4.3.1. роль разных типов деления в остановке нуклеосинтеза ............................... 202

4.3.2. образование СТЭ ...................................................................... 211

4.4. Космохропология ............................................................................ 215

4.5. Обсуждение .................................................................................. 218

4.6. Заключение и выводы........................................................................220

5. Образование СТЭ в Горячем и холодном г-процессе (в моделях коллапсирующих сверхновых) .......................................................................... 222

5.1. Возможно ли образование сверхтяжелых элементов в природе? .............................222

5.2. Сравнительный анализ выходов СТЭ в зависимости от модели ядерных данных и типа сценария ..................................................................................... 224

5.3. Обсуждение .................................................................................. 234

5.4. Заключение и выводы........................................................................235

6. Образование тяжелых элементов в слабом г-процессе ............................... 236

6.1. нейтринный нуклеосинтез в коллапсирующих сверхновых...................................237

6.1.1. нейтронный источник в гелиевом слое ................................................ 237

6.1.2. Модель и метод расчета ............................................................... 239

6.1.3. Образование химических элементов тяжелее железа за железным пиком ............ 241

6.1.4. Ускорение г-процесса .................................................................. 245

6.1.5. Сечения поглощения нейтрино нейтроноизбыточными ядрами........................249

6.2. r-процесс при взрыве термоядерной сверхновой ............................................. 256

6.2.1. Условия для образование химических элементов от железа до ксенона при взрыве термоядерных сверхновых............................................................. 258

6.2.2. нуклеосинтез в термоядерной сверхновой ............................................. 261

6.3. Обсуждение .................................................................................. 265

6.4. Заключение и выводы........................................................................267

Заключение.......................................................................... 269

ПРИЛОЖЕНИЯ ........................................................................ 273

A. Скорости радиационного захвата нейтронов и вынужденного деления: описание расчетных данных, находящихся в международной базе открытого доступа CDS. .. 273

B. описание файлов в базе CDS ........................................................ 277

C. примеры файлов из базы CDS....................................................... 279

Список сокращений.................................................................. 286

Список литературы .................................................................. 287

ВВЕДЕНИЕ

Литературный обзор

Тяжелые ядра за железным пиком па кривой космической распространенности химических элементов образуются в природе в основном за счет реакций нейтронного захвата и последующего бета-распада. Анализ кривой распространенности элементов в солнечной системе показывает (Камерон, 1982), что синтез элементов тяжелее железа иод действием нейтронов происходит в двух различных процессах, характеризующихся различными условиями. Первый - s-процесс (slow - медленный захват нейтронов)-имеет место, когда скорости /3-распада образующихся нестабильных ядер значительно превосходят скорости (п, 7)-реакций: Л„7 (при плотности нейтронов пп < 1016

см-3), что не позволяет пути нуклеосинтеза отодвинуться от области стабильности. Механизм s-процесса достаточно хорошо изучен, поскольку в нем участвуют либо стабильные, либо долгоживущие и хорошо экспериментально изученные ядра. Второй -г-процесс (rapid-быстрый) - протекает в условиях, характеризующихся высокими значениями плотности нейтронов, такими, что <С Л„7, а ядра, участвующие в таком нуклеосинтезе, имеют большой избыток нейтронов и малое время жизни. Многочисленные исследования этого процесса, проведенные за последние 50 лет, достаточно хорошо определили условия, необходимые для синтеза тяжелых ядер (см., например, работу Кеппелера и др. (1998) и цитируемую там литературу). Однако место протекания г-процесса, т.е. астрофизический сценарий создания условий для процесса быстрого нуклеосинтеза, ещё окончательно не определено.

После работы Бэрбиджа и др. (1957), в которой была проведена классификация различных процессов нуклеосинтеза в природе, разными авторами предлагались различные модели r-процесса, как стационарные (Сигер и др., 1965), так и динамические (Хиллебрандт, 1978), приводящие к созданию условий, в которых возможен синтез тяжелых элементов. За время изучения r-процесса было предложено более десяти таких сценариев (см., например, Мэтыоз, Коуэн, 1990; Арну, Такахаши, 2007), включая такие, как взрыв на поверхности нейтронной звезды (Бисноватый-Коган, Чечеткин, 1979), столкновение нейтронной звезды с черной дырой (Латтимер, Шрамм, 197G), взрыв маломассивной нейтронной звезды (Имшенник, 1992), взрыв маломассивной сверхновой с М ~ 8 —10о (Уилер и др. 1998; Сумиёши и др. 2001) или взрыва массивной сверхновой с

М > 20М© (запаздывающий механизм, Вусли и Хоффман, 1992; Такахаши и др., 1994; Вусли и др., 1994; Хан и Вусли, 1996; Томпсон и др., 2001; Терасава и др., 2002). Отметим также сценарий беззвучного коллапса с выбросом нейтронных пузырей (Имшенник и Литвинова, 2006), который был предложен в качестве источника гамма-вспышек, но может быть рассмотрен как место протекания нуклеосинтеза тяжелых элементов.

Какие условия необходимы для эффективного протекания r-процесса? Как аналитические (Томпсон, 2001; Мейер и др., 1992), так и численные (Панов и Янка 2009), расчеты показывают, что r-процессу требуется до 150 нейтронов на одно зародышевое ядро (обычно состоящих из элементов железного пика), для того, чтобы образовать наиболее тяжелые ядра - элементы платинового пика и урана - посредством чередования множественных нейтронных захватов и бета-распада. Для начального состава из ядер железного пика это приводит к значению Ус =<Z/A>=0.12-0.3. Такой высокий избыток нейтронов возможен только при высокой плотности вещества, например, в нейтронных звездах при равновесии бета-процессов, основанном на больших Ферми-энергиях электронов, сравнимых с разницей масс нейтрона и протона (Мейер, 1989) или при слиянии нейтронных звезд (Россвог и др., 1999). Другой возможностью достижения высоких значений n/seed является замораживание реакций с заряженными частицами в среде с высокой концентрацией альфа-частиц при взрыве сверхновой ("extremely alpha-rich freeze-out") после завершения горения кремния в среде с умеренным значением Ус >0.40 Тилеманн и др., (1998); Хоффман и др. (1997). После замораживания реакций с заряженными частицами в веществе, которое расширяется от состояния с высокой температурой, но относительно низкой плотностью, вещество на 90% и более состоит из альфа-частиц с А=4 и N=Z, что даже при умеренных значениях нейтронного избытка (Ус) позволяет достигать больших значений n/seeds для небольшого количества существующих тяжелых ядер.

Еще одна возможность достижения достаточно высокого отношения числа нейтронов к зародышевым ядрам появляется в сценариях взрыва сверхновых II типа. В начале коллапса из-за колоссального нарастания плотности и температуры происходит диссоциация существующих ядер на нуклоны и альфа частицы, которые на стадии "отскока" вновь рекомбинируют в ядра. Причем нуклеосинтез с увеличением зарядового числа через нестабильные ядра с А=5 и А=8 возможен только путем трех-частичных реакций: три-альфа реакцию или а-а-п с образованием 12С и 9Ве, чьи скорости реакций квад-

ратично зависят от плотности. На этой стадии мерой возможности создания условий для r-процесса является энтропия, которая, в свою очередь, является мерой отношения между остаточными массовыми долями гелия и тяжелых ядер (Мейер и др., 1992).

Понимание образования тяжелых элементов во Вселенной требует критического и глубокого взгляда на природу этих процессов. Точное определение объекта локализации r-процесса пока не известно, хотя наблюдение r-элементов в звездах низкой метал-личности ([Fe/H] = -3.0) отчасти свидетельствует о трудностях объяснения химической эволюции элементов, в предположении, что процесс слияния нейтронных звезд является местом основного г-процесса, на больших временах химической эволюции (Аргаст и др. 2004), и о хорошей корреляции химической эволюции с коллапсирующими сверхновыми II Типа (Коуэн, Тилеманн, 2004; Коуэн, Снеден, 2006; Фаруки и др., 2009).

Анализ солнечной кривой распространенности элементов (Андерс, Гревесси, 1989; Симмерер и др., 2004); Арландини, 1999) и наблюдений старых звезд (Снеден и др. 2000) дает основание полагать, что существуют по крайней мере две группы физических сценариев протекания r-процесса (Вассербург и др., 1996; Хан и др., 1998). Первая группа, где реализуется основной r-процесс, предполагает образование химических элементов в области атомных масс А>120. Необходимые условия могут быть получены как в сценарии сброса оболочки сверхновой горячим нейтринным ветром (Вусли, Хоффман, 1992; Такахаши и др., 1994), так и при слиянии нейтронных звезд (Россвог и др., 1999). Сценарии из второй группы - образования элементов тяжелее железа в области масс 60<А<120 (дополнительный, или слабый, r-процесс) тоже пока не ясны. Существует несколько моделей: модель гелиевой вспышки (Хиллебрандт, Тилеманн, 1977; Труран и др., 1978), модель быстрого нуклеосинтеза, индуцированного нейтринным импульсом от коллапсирующей сверхновой (Эпштейн и др., 1988; Надёжин и др., 1998) и модель образования r-элементов в центральной области маломассивной сверхновой I типа с большим нейтронным избытком т] = (N — Z)/A и соответственно с малыми значениями Ye = (1 — г])/2 (Хиллебрандт и др., 1984; Птицын, Чечеткин, 1982; Уилер и др., 1998) при дефлаграционном горении СО-ядра, обсуждавшаяся в работах Птицына, Чечетки-на (1982); Блинникова и др. (1995).

В природе r-процесс может быть реализован в обеих группах сценариев, причем пока неясно, соответствует ли каждой группе один сценарий или несколько. Только дальнейшее моделирование и наблюдения смогут определить множественность сценариев и

объектов, в которых происходит r-процесс, а также степень их вклада в наблюдаемую распространенность тяжелых г-элементов.

Нейтринный ветер от горячих нейтронных звезд, возникающий в результате взрыва сверхновой, рассматривается многими авторами как возможная область r-процесса (см., например, Мейер и др., 1992; Вусли и др., 1994; Витти и др., 1993; Оцуки и др., 2000; Терасава и др., 2001; Ванайо и др., 2001). Часть вещества на поверхности нейтронной звезды нагревается потоком нейтрино от сверхновой, и происходит его выброс в виде звездного ветра. В данном явлении образуется горячий поток вещества с довольно высокой энтропией и умеренной плотностью, в котором при расширении и остывании создаются условия для протекания г-процесса.

Еще одна перспективная группа сценариев для r-процесса, сиязашшая с процессом слияния сверхплотных остатков коллапсирующих сверхновых, была впервые предложена Блинниковым и др. (1984) и