Ядерная астрофизика

Ядерная астрофизика включает исследование всех ядерных процессов, происходящих и звёздах и других космических объектах. В некоторой степени она перекрывается с физикой космических лучей и нейтринной астрофизикой. Ядерные процессы, т. е. ядерные реакции и слабые взаимодействия приводят к выделению (поглощению) энергии, а также к образованию (распаду) различных химических элементов. В задачи ядерной астрофизики входит главным образом определение вероятности разных ядерных процессов и их энергетического эффекта. Эти данные используются в теории эволюции звёзд и в теории нуклеосинтеза. Для теории эволюции звёзд наиболее важны ядерные реакции между заряженными частицами, включая протоны, альфа-частицы и т. д. Они происходят внутри звёзд в условиях термодинамического равновесия при максвелловском распределении частиц по скоростям. Поэтому скорость таких термоядерных реакций пропорциональна вероятности преодоления кулоновского барьера, усреднённой по равновесному распределению относит, скоростей частиц. В результате интенсивность термоядерных реакций и их энерговыделение резко возрастают с температурой. Весьма важен учёт электронного экранирования в плазме, которое снижает высоту барьера и облегчает протекание ядерных реакций. Для вычисления скоростей реакций используются наряду с экспериментальными данными различные теоретические модели ядер. Процессы слабых взаимодействий часто входят в цепочку ядерных процессов, в частности в первую реакцию водородного цикла 1Н + 1H → D + e+ + ν, где е+—позитрон, ν — нейтрино. На поздних стадиях эволюции звёзд, когда электроны становятся вырожденными, для слабых взаимодействий характерен запрет на радиоактивный бета-распад ядер. Для этих же условий характерны электронные захваты (при непрерывном энергетическом спектре электронов, в отличие от обычного в земных условиях К-захвата).


Ядерная астрофизика приводит к выводу о существовании определённых выделенных стадий термоядерного горения в ходе эволюции звезды. Длительное существование звёзд на главной последовательности обязано водородной стадии горения (водородному циклу или углеродному циклу ядерных реакций). За водородным горением следует гелиевое горение с реакцией синтеза углерода из трёх ядер гелия. Гелиевое горение свойственно звёздам типа гигантов и сверхгигантов. После гелиевого горения последовательно наступают углеродная, неоновая, кислородная и, наконец, кремниевая стадии горения. Каждая стадия состоит из системы основных и второстепенных ядерных процессов, из которых лишь первые существенны для энергетического эффекта. Второстепенные реакции, однако, важны в нуклеосинтезе. Основные реакции послегелиевых стадий типа (αγ) сопровождаются второстепенными: (αр), (рγ), (αn), (nγ) и т. д. В конце кремниевого горения температура в центре звезды увеличивается до ~3·10°К (рост температуры и плотности по закону T~p1/3 составляет суть эволюции звезды). В этих условиях эффективная энергия теплового движения реагирующих частиц достигает ~1 МэВ, кулоновский барьер практически исчезает и наступает ядерное статистическое равновесие. Некоторое различие концентраций нейтронов и протонов по сравнению с начальным составом звезды является результатом неравновесных слабых взаимодействий. Равновесное горение характерно для начала и хода гравитационного коллапса — последнего этапа эволюции звезды перед переходом её в состояние нейтронной звезды. В оболочке коллапенрующей звезды, однако, происходят ядерные реакции предыдущих стадий, но во взрывном режиме. Им сопутствует взрывной нуклеосинтез. В немалой степени эти взрывные процессы влияют на сброс оболочки, т. е. на вспышку сверхновой звезды. При гравитационном коллапсе и вспышке сверхновой звезды образуется заметное количество свободных нейтронов, роль которых на более ранних стадиях была невелика. В присутствии элементов группы железа свободные нейтроны быстро захватываются этими элементами (т. н. г-процесс), что ведёт к образованию всех более тяжёлых химических элементов и увеличению их доли в изотопном составе вещества Вселенной. Синтезу тяжёлых элементов содействуют также реакции со свободными протонами.


Ядерная астрофизика изучает ядерные процессы в звёздах, основываясь на материале экспериментальной ядерной физики, которая непрерывно совершенствуется. В ядерной астрофизике появляются новые области исследования, в частности нейтринный нуклеосинтез. Мощный поток нейтрино, порождённый коллапсом звезды, вызывает ядерные превращения в окружающем её веществе. Этот процесс даёт вклад в образование самых лёгких ядер (помимо реакции скалывания) и обойдённых ядер (помимо реакций с быстрыми протонами). Ещё можно указать на нуклеосинтез очень тяжёлых ядер благодаря делению и бета-распадам в сгустках вещества, гипотетически выброшенного из недр нейтронных звёзд. Прежде образование сверхтяжёлых элементов с трудом объяснилось r-процессом.