Ядерная физика. Термоядерный синтез в природе

Ядерная физика. Термоядерный синтез в природе

Ядерная физика

В современной физике есть год, который называют «годом чудес». Это 1932-й год.

Одним из таких «чудес» этого года было открытие нейтрона и создание

нейтронно-протонной модели атомного ядра. В результате произошло

выделение из атомной физики самостоятельного, бурно развивающегося

направления – ядерной физики.

Ядерная физика изучает структуру и свойства атомных ядер. Она исследует также

взаимопревращения атомных ядер, происходящие в результате как радиоактивных

распадов, так и различных ядерных реакций. К ядерной физике тесно

примыкает физика элементарных частиц, физика и техника ускорителей

заряженный частиц, ядерная энергетика.

Исследуя атомное ядро, ядерная физика использует различные теоретические модели,

которые могут показаться противоречащими друг другу. Немецкий физик М. Борн

предложил в 1936 г. гидродинамическую модель атомного ядра, согласно которой

ядро уподобляется капле заряженной плотной жидкости, состоящей из интенсивно

взаимодействующих между собой нуклонов (нейтронов и протонов).

Как и в капле обычной жидкости, поверхность капли-ядра может колебаться, что

при некоторых условиях приводит к развалу ядра. Американский физик М.

Гепперт-Майер и одновременно немецкий физик И. Йенсен разработали в 1950 г.

оболочечную модель атомного ядра, в которой нуклоны ядра движутся независимо

друг от друга в некоем усредненном поле ядерной силы. Подобно электронам в

атоме, нуклоны заполняют различные оболочки, каждая из который характеризуется

определённым значением энергии. Стремясь примирить взаимно исключающие исходные

положения  гидродинамической и оболочечной моделей, датские физики О. Бор и Б.

Моттельсон, а также американский физик Дж. Рейнуотер разработали в начале

1950-х гг. так называемую обобщенную модель атомного ядра. Согласно этой

модели, ядро состоит из сердцевины – устойчивой внутренней части (нуклоны

целиком заполненных оболочек) и «внешних» нуклонов, движущихся в поле,

создаваемом нуклонами сердцевины. Под влиянием внешних нуклонов сердцевина ядра

может деформироваться, принимая форму вытянутого или, напротив, сплюснутого

эллипсоида; может испытывать колебания.

Весьма важной обшивной составной частью ядерной физики является нейтронная

физика. Она занимается ядерными реакциями, происходящими под действием

нуклонов. Поскольку нейтрон электрически нейтрален, электронное поле

ядра-мишени не отталкивает его;  поэтому даже медленные нейтроны могут

беспрепятственно приблизится к ядру на расстояния, при которых начинают

проявляться ядерные силы. Нейтронная физика исследует также взаимодействие

очень медленных нейтронов с веществом (энергия таких нейтронов порядка 0,01 эВ

и меньше). Получаемые в этих исследованиях данные по рассеянию нейтронов

веществом используются для выявления атомной структуры и характера движения

атомов в различных кристаллах, жидкостях и отдельных молекул.

Современная ядерная физика достаточно четко распадается на две органически

взаимосвязанные «ветви» – теоретическую и экспериментальную ядерную физику.

Теоретическая ядерная физика «работает» с моделями атомного ядра и ядерных

реакций; она опирается на фундаментальные физические теории, созданные в

процессе исследования физики микромира. Экспериментальная ядерная физика

использует богатейший арсенал современных исследовательских средств, включая в

себя ядерные реакторы (как источники мощных пучков нейтронов), ускорители

заряженных частиц (как источники пучков ускоренных электронов, протонов,

ионов, а также мезонов и гиперонов), разнообразные детекторы частиц,

возникающих в ядерных реакциях. Ядерно-физические исследования имеют огромное

чисто научное значение, позволяя человеку глубже проникать в тайны строения

материи. В то же время эти исследования необычайно важны и в практическом

отношении (в ядерной энергетике, медицине и т.д.)

1.1.1. ГИДРОДИНАМИЧЕСКАЯ МОДЕЛЬ ЯДРА

                                       (М. Борн, 1936г.)

                В основе модели лежит предположение о том, что благодаря большой плотности нуклонов в ядре и чрезвычайно сильному взаимодействию между ними столкновения очень часты и поэтому независимое движение отдельных нуклонов невозможно. Согласно этой модели, ядро представляет собой каплю заряженной жидкости (с плотностью, равной ядерной). Как в капле обыкновенной жидкости, поверхность в ядре может колебаться. Если амплитуда колебаний будет самопроизвольно нарастать, капля развалится, т. е. произойдет деление ядра. Хотя гидродинамическая модель качественно объяснила причины деления ядер и его механизм, а также существование коллективных возбуждений ядра атома, ее предсказания в полной мере не выполняются на опыте. Это связано с тем, что гидродинамическая модель очень наглядная и очень удобная, но является приближенной. Такие понятия как поверхность, поверхностное натяжение, сжимаемость и т. п. не вполне применимы к ядру, поскольку “капля - ядро” состоит не более чем из 300 нуклонов и размер R ядра превосходит среднее расстояние rср между нуклонами всего в несколько раз.

Звездная эволюция

    Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды?  Звезды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (термин “молекулярный” означает, что газ состоит в основном из вещества в молекулярной форме). Масса вещества, сосредоточенного в молекулярных облаках, составляет значительную часть всей массы галактик. Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из ядер водорода. Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху. 
    Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн K и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающие на Солнце реакции синтеза:

1H  + 1H  2H + e+ + e

требуют более высокой температуры ~10 млн K. Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия (d 2H):

2H  +2H  3He + n + Q,

где Q = 3.26 МэВ - выделяющаяся энергия.
    Дейтерий также как и 4He образуется на дозвездной стадии эволюции Вселенной и его содержание в веществе протозвезды составляет 10-5 от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.
    Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в звезде начинают возникать конвективные потоки газа. Нагретые пузыри газа устремляются от центра звезды к периферии. А холодное вещество с поверхности спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейтерия. На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии протозвезды, разогревая её внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию протозвезды. Протозвезда с массой, равной массе Солнца, имеет радиус, в пять раз превышающий солнечный.
    Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода (рис.1).

    Когда температура в центре звезды повышается до 10-15 млн. K, кинетические энергии сталкивающихся ядер водорода оказываются достаточными для преодоления кулоновского отталкивания и начинаются ядерные реакции горения водорода. Ядерные реакции начинаются в ограниченной центральной части звезды. Начавшиеся термоядерные реакции сразу же останавливают дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создает давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде. Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило за счет гравитационного сжатия, то теперь открывается другой механизм - энергия выделяется за счет ядерных реакций синтеза. Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняются в течение миллиардов лет, пока происходит сгорание водорода. Это самая длительная стадия в звездной эволюции. Таким образом, начальный этап термоядерных реакций синтеза состоит в образовании ядер гелия из четырех ядер водорода. По мере того, как в центральной части звезды происходит горение водорода, его запасы там истощаются и происходит накопление гелия. В центре звезды формируется гелиевое ядро. Когда водород в центре звезды выгорел, энергия за счет термоядерной реакции горения водорода не выделяется и в действие вновь вступают силы гравитации. Гелиевое ядро начинает сжиматься. Сжимаясь, ядро звезды начинает нагреваться еще больше, температура в центре звезды продолжает расти. Кинетическая энергия сталкивающихся ядер гелия увеличивается и достигает величины, достаточной для преодоления сил кулоновского отталкивания.

    Начинается следующий этап термоядерной реакции - горение гелия. В результате ядерных реакций горения гелия образуются ядра углерода. Затем начинаются реакции горения углерода, неона, кислорода. По мере горения элементов с большим Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со все возрастающей скоростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций (рис.2).
    Если для массивной звезды (масса звезды ~ 25 масс Солнца) реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия происходит в десять раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки. Какие элементы могут образоваться в звездах в последовательной цепочке термоядерных реакций синтеза? Ответ очевиден. Ядерные реакции синтеза более тяжелых элементов могут продолжаться до тех пор, пока возможно выделение энергии. На завершающем этапе термоядерных реакций в процессе горения кремния образуются ядра в районе железа. Это конечный этап звездного термоядерного синтеза, так как ядра в районе железа имеют максимальную удельную энергию связи. Ядерные реакции, происходящие в звездах в условиях термодинамического равновесия, существенно зависят от массы звезды. Происходит это потому, что масса звезды определяет величину гравитационных сил сжатия, что в конечном итоге определяет максимальную температуру, достижимую в центре звезды. В табл. 1 приведены результаты теоретического расчета возможных ядерных реакций синтеза для звезд различной массы.

Таблица 1

Теоретический расчет возможных ядерных реакций в звездах различной массы

    Если начальная масса звезды превышает 10M, конечной стадией её эволюции является так называемый “взрыв сверхновой”. Когда в массивной звезде иссякают ядерные источники энергии, гравитационные силы продолжают сжимать центральную часть звезды. Давления вырожденного электронного газа недостаточно для противодействия силам сжатия. Сжатие приводит к повышению температуры. При этом температура поднимается настолько, что начинается расщепление ядер железа, из которого состоит центральная часть (ядро) звезды, на нейтроны, протоны и -частицы. При таких высоких температурах ( T ~ 5·109 K) происходит эффективное превращение пары протон + электрон в пару нейтрон + нейтрино. Так как сечение взаимодействия низкоэнергичных нейтрино (Eν < 10МэВ) с веществом мало (σ  ~ 10-43 см2), то нейтрино быстро покидают центральную часть звезды, эффективно унося энергию и охлаждая ядро звезды. Распад ядер железа на более слабо связанные фрагменты также интенсивно охлаждает центральную область звезды. Следствием резкого уменьшения температуры в центральной части звезды является окончательная потеря устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние нейтронную звезду или черную дыру. Происходит взрыв сверхновой с выделением огромной энергии. В результате образования ударной волны внешняя оболочка нагревается до температуры ~ 109 K и выбрасывается в окружающее пространство под действием давления излучения и потока нейтрино. Невидимая до этого глазом звезда мгновенно вспыхивает. Энергия, излучаемая сверхновой в видимом диапазоне, сравнима с излучением целой галактики. 
    В момент взрыва сверхновой температура резко повышается и во внешних слоях звезды происходят ядерные реакции так называемый взрывной нуклеосинтез. В частности, образующиеся интенсивные потоки нейтронов приводят к появлению элементов в области массовых чисел A > 60. Взрыв сверхновой довольно редкое событие. В нашей Галактике, насчитывающей ~ 1011звезд, за последние 1000 лет было замечено всего 3 вспышки сверхновых. Однако частота вспышек сверхновых и количество вещества, выбрасываемого в межзвездное пространство, вполне достаточны для объяснения интенсивности космических лучей. После взрыва сверхновой уплотнившееся ядро звезды может образовать нейтронную звезду или черную дыру в зависимости от массы вещества, оставшегося в центральной части взорвавшейся сверхновой.
    Таким образом, внутри звезды происходит переплавка водорода в более тяжелые элементы. Затем образовавшиеся элементы рассеиваются в окружающее пространство в результате взрыва сверхновых звезд или в менее катастрофических процессах, происходящих в красных гигантах. Выброшенное в межзвездное пространство вещество используется снова в процессе образования и эволюции звезд второго и последующих поколений.