Лекция 3 Образование химических элементов в природе и ядерные

Образование химических
элементов в природе и ядерные
реакции в звездах.
Панов Игорь Витальевич
ИТЭФ
Лекция 3
ИТЭФ (http://www.itep.ru/),
лаборатория “физики плазмы и астрофизики”
(создана чл.корр. Имшенником В.С. В 1976г.)
Кафедра «Теоретическая астрофизика и
проблемы термоядерной физики» МФТИ
Сергей Блинников, дфмн
Виктор Утробин, дфмн
Дмитрий Надёжин, дфмн
Игорь Панов, дфмн
Андрей Юдин, кфмн
группа изучения сверхновых:
http://dau.itep.ru/sn/
JINA, NAVI, compstar, Eurogenesis
новые лаборатории РНФ; Pavlov+Bykov; Dolgov
Итоги лекции 2:
звездный нуклеосинтез – от
3-alpha-реакции и CNO – цикла до
элементов пика “Fe”
[Эрг/с]
5
25M
1M
-5
K¨appeler, F. 1999, Prog. Part. Nucl. Phys. 43, 419
Для ядерных реакций в лабораторных условиях
R=N σ φ [сек-1],
s сечение, φ поток [част/сек], N [атом/см2]
Для астрофизических реакций
r12= N1 x N2 <s v>/(1 + d)
Ni= rNAXi /Ai
Понятие
Yi = Xi /Ai = Ni /rNA
“waiting point”
Лекция 3 “Нуклеосинтез тяжелых элементов”
под действием нейтронов:
1.
2.
s- и r-процессы;
область протекания нуклеосинтеза
образование элементов в реакциях с нейтронами;
3.
S- и r- процессы
4.
Бета-распад
5.
Запаздывающие процессы
6.
деление
7.
Точка равновесия (WPA)
8.
2 предельных случая - различие
9.
Моделирование WPA, steady flow, network
10. Астрофизические объекты
s-, r- processes
Inese I. Ivans, Simmerer, Sneden et al. The Astrophysical Journal, 645, 613–633, 2006
Main r-process: tR ≥0.5 s, cycling number ncycl =(log2(SYf/SYin)) ≥ 1
fission
Две группы нерешенных проблем в
нуклеосинтезе тяжелых элементов
r-process
astrophysics
site of the r-process
SN explosion
NS mergers
jets
physical conditions
neutron density
abundances of seeds
temperature and density
Models of the r-process:
WPA- waiting point approximation
Steady-flow approximation
Full network
nuclear physics
neutron cross-sections
beta-decay half-lives
(strength-functions)
delayed processes
Neutron-induced fission;
Spontaneous fission etc
2. Сценарии
Сверхновые – термоядерные и
коллапсирующие
Слияние нейтронных звезд: NSNS, NSBH
Нейтрино-индуцированный r-процесс
Струи (взрывы)
на поверхности
NS
Объекты
и сценарии
Рентгеновские барстеры ?
Гамма-всплески и Джеты ?
Hot n-wind, high entropy wind?
По крайней мере 2 объекта/сценария
Wasserburg, G., Busso, M., & Gallino, R. 1996, ApJ
Необходимые условия: Зародышевые ядра (seeds);
источник нейтронов и “cooling”
• “Fe” – элементы железного пика;
• n/seeds ~150
• (,n)-реакции: 13C(,n)16O; 22Ne(,n)25Mg;
12C(12C,n)23Mg;
1)
2)
3)
(ne)+4He => 4He*
Слияние нейтронных звезд; Ye~0.1
“winds” от горячей нейтронной звезды;
HEW
4) джеты
нуклеосинтез в реакциях с нейтронами (T9<2):
Z=49
130
131
132

Z=48
129
130

Z=47
126
127
128
r-процесс: n  
nn>1022
Waiting point
129
130
s-процесс: n << 
nn<1012
crab
В Сверхновой 25M
(Woosley et al., Astrophysical Journal, 433, 1994)
Слияние нейтронных звезд
<= lg r
Ye
=>
Ye=Z/A=(1-h)/2 ~ 0.03
h=(N-Z)/A =1 – 2Ye ~0.95
Rosswog et al 2012
Слияние нейтронных звезд: профили T9(t), r(t)
Freiburghaus et al. AJ 525 (1999)
• Модель горячего ветра (High Entropy Wind)
• The neutrino-driven wind from a hot neutron star
•
•
•
•
•
produced in a supernova explosion has been considered
by Meyer et al. 1992; Woosley et al. 1994 (s~400); Witti
et al. 1993 (s~100);
Thompson et al. 2001, Wanajo et al. 2001, 2002 confirmed
the need of fairly extreme conditions concerning expansion
timescale or entropy for strong r-processing up to A ~ 200.
Sumiyoshi, Terasawa, Matheus, Kajino, ApJ, 2001-2002;
На первой стадии расширения вещества v~ r и
r(t) = rini exp(-3t dyn) ; T9(t) = T9ini exp(-t dyn) - тогда
1) r(t) ~ const and v(t) = 0
2) r(t) ~ t и v(t) = v01/3(r0/t0) 2/3 =const > 0
s~100 (kB), r~10км, thyd~n мс
Sumiyoshi, Terasawa, Matheus, Kajino ApJ 2001-2003
A.Arcones, H.-Th. Janka, and L. Scheck, A&A, 467,1227 (2007)
Panov, Janka A&A 2009
Равновесные процессы, уравнение Саха
и путь r_процесса:
• N(A,Z)=AmukT/2h2 h2/mukT
 (A-Z) pZ /2A) exp(Q(A,Z)/kT)
Для реакции (A,Z)+n=>(A+1,Z)
Q(A,Z) - Q(A+1,Z) = Sn +8.071
 

From Saha-equation for nuclei we have:


N
(
A
+
1
,
Z
)(
A
+
1
,
Z
,
T
)
n
2
h
(
A

1
)
S
(
A

1
,
Z
)


n
n

e
x
p




N
(
A
,
Z
) (
A
,
Z
,
T
)
2
k
T
m
A
k
T


n


partition function S (2Ir+1) exp(-Er/kT)


N
(
A
+
1
,
Z
)
35
L
g

l
g
n

3
4

l
g
T

S
(
A
+
1
,
Z
)
n
9
n


N
(
A
,
Z
)
2T


9
For high T and r N(A,Z) ~ N(A+1,Z) and =>
Lg(N(A+1,Z) / N(A,Z) ) ~ 0
Sn ~ (34-lgNn + 1.5 lgT9) T9 /5
3. Модели r-процесса
waiting point approximation:
n,
(,n) equilibrium
dN(Z)/dt=- N(Z)+  N(Z-1)
Steady flow approximation:
dN(Z,A)/dt=0
Physical models, connected with evolutionary
models of astrophysical objects:

d
N
(
Z
,
A
)
i
j

c
n
(
Z
,
A
)

i
j
kk
i
j
d
t
i
j
k
Main reaction flows in the r-process
в звездах, во взрывном нуклеосинтезе под действием нейтронов, образуется
большинство химических элементов от Se до U
A=260
Pt
U
fission
o
o
Область СТЭ:
o
Z=101-122
T1/2 (
Xe
) < n лет
Y(СТЭ)/Y(U)<10-10
Se
СТЭ
Z=114
A=196
-
A=130
путь r-процесса
N
, s.f.
r-процесс
N=184
I.Petermann, A.Arcones, A.Keli´c, K.Langanke, G.Martínez-Pinedo, W.Schmidt, K-H.Hix,
I. Panov, T. Rauscher, F.-K. Thielemann, N.Zinner, NIC-2008;
Движение волны нуклеосинтеза и образование
Квазиравновесного тока ядер (за счет деления)
duration of the r-process
tR
= 10 s
Final YA when s.f.rates - macro-micro model
30
Образование сверхтяжелых элементов в r-процессе
Hofmann, S.; GSI, Darmstadt, Deutschland
Study of the reaction 64Ni + 238U => (302,120)* at GSI
Total half-lives, including -, -decay and s.f. (in years)
SHE
1 Фаулер, УФН - 1985, т. 145
2 Имшенник, Надёжин. УФН - 1988 т. 156
3 Гинзбург В.Л. УФН. 1996 г. Том 166, № 2. С. 169-183.
4 Крамаровский, Чечев УФН - 199x
5 Вайнберг, 1981, М.Мир. - 3‘
***
6 Ленг. Астрофизические формулы. Мир, 1978
7 Лучков, Июдин - ядерная астрофизика, МИФИ:1980
8 Чечев, Крамаровский. 1987 Синтез элементов во вселенной
9 Ядерная астрофизика. – сб. статей под ред. Барнса
10. Ишханов Б.С., Капитонов И.М., Тутынь И.А.. Нуклеосинтез
во Вселенной. - М., МГУ, 1999.
http://nuclphys.sinp.msu.ru/
11. Сивухин Д.В. Т. V. Ат. и ядерная физика. - М.:
2002.
12. Широков Ю.М., Юдин Н.П. Ядерная физика. – М.1980
http://nuclphys.sinp.msu.ru/
http://nuclphys.sinp.msu.ru/mirrors/1998_10.pdf
http://nuclphys.sinp.msu.ru/mirrors/2000_8.pdf
Пенионжкевич Ю. Э. Ядерная астрофизика.
http://nuclphys.sinp.msu.ru/mirrors/1998_10.pdf
Рыжов В.Н. Звездный нуклеосинтез.
http://nuclphys.sinp.msu.ru/mirrors/2000_8.pdf
Машонкина Л.И. Химический состав звезд.
http://pskgu.ru/ebooks/astros/9807_M.pdf
End of lecture 3