Нейтронды жүлдыздар қабығындағы ядролық процестерді талдау

Аннотация

Макалада казіргі замангы калыптастыру туралы түсініктер. нейтронды жулдыздардыц элементтік қүрамы жәнс құрылымы. сондай-ак олардың қабықтарында болып жатқан ядролық процесстер көрсетілген. Нейтронды жұлдыздардың қабығындағы кристалдық қүрылымда қалыптасатын. темір тобындағы ядролармен электрондарды ұстау реакция тізбектері үшін энергиясын есептеулер берілді. Бул реакциялардың жұп-так ядроларының шектік энергиясында. әртүрлі энергиялардың нейтрино шығаруымен. кабықта бүкіл тізбектер айналымы ағу мүмкіндігі көрсетілген. Өз кезегінде. бүл нейтринолар нейтронды жұлдыздардың ішкі құрамы және құрылымы туралы қүнды акпаратты алып жүруі және олардың зерттелуі астрофизикалық зерттеулер барысында мсйлінше келешегі бар болуы мүмкін.

Нейтрондық жүлдыздар физика және астрофизикада бірегей рөл атқарады. Сонымен қатар, нейтронды жүлдыздар қазіргі заманғы астрофизика кезеңдерінде маңызды болып табылады; олар көптеген астрономиялық құбылыстарға қатысады.

Нейтрондық жүлдыз - жұлдыздар эволюциясының ықтималдылық нәтижелерінің бірі болып табылатын ғарыштық дене. Негізінен нейтронды жүлдыздар ауыр атомдық ядролар және электрондар түрінде (~ 1 км) салыстырмалы жүқа қыртысымен қапталған нейтронды өзектен тұрады. Нейтронды жүлдыздардың массасы Күн массасымен салыстырмалы, бірақ радиусы 10-20 км құрайды [1]. Нейтронды жұлдыздар ары қарай гравитациялық сығуға нейтрондардың өзара әрекеттесуі арқылы пайда болатын ядролық материя қысымымен қарсы тұрады. Бұл қысым гравитациялық коллапстан ЗМ_Ө дейін салмақты сақтауға қабілетті болып табылады. Көптеген нейтронды жұлдыздардың осы күнге дейін өлшенген массасы 1.3-1.5 М_ө аралығында жатыр. Теориялық түрде массаның жоғарғы шегі 3 Mp₁ құрайды. Бұл массаның шегі Чандрасекара шегіне жақын [2].

Жүлдыздардағы ең маңызды процестер - рр және CNO-циклдерінде пайда болатын ядролық реакциялар. Теориялық бағалаулар алғашқы жүлдыздар толықтай дерлік сутегі және гелийден тұратынын болжайды. Бұл термоядролық реакциялардың ағыны үшін жүлдыздардың ортасында температура жеткілікті болатын ыстық плазма. Біріншіден ең жеңіл элементер, яғни жеткілікті жоғары энергия бөлетін дейтерий және үшінші гелий ядросы әзірленеді. Содан кейін гелий қатысуымен тармақталған реакциялар дамиды және литий ядросы әзірленеді, мысалы, үш альфа бөлшектердің бірінен көміртек ядросы синтезделеді. Оттегі ядросы альфа бөлшектермен синтезделіп, көміртегі ядросына айналды. Әсіресе, ауқымды жүлдыздарда энергетикалық реакциялар өседі. CNO циклде температура өсуімен, тиімділігіде тез артады, яғни реакция тізбектері дамиды. Қазірде жүлдыздардың сәулелену көзі болып табылатын, элементтер синтезі осылай орын алған [3].

рр-циклді іске асыру нәтижесінде, термоядролық энергия бөлінетін реакция төменде көрсетілген:

E т.я- = Am / me ² = 7-IO¹⁸ эрг/г. (1)

рр-цикл:

р + р ²H + е⁺ + V_e (E_v < 0.42 МэВ);

р + е' + р —> 2Н + V_e (E_v = 1.44 МэВ);

²H + р ³He + ү + 5.49 МэВ;

³He + ³He -> ⁴He + 2р +12.86 МэВ;

³He + р ⁴He + V_e + е⁺ + 18.77 МэВ;

Бұл процесс рр-цикл үшін қорытынды процесс болып саналады [4].

CNO - цикл. CNO-циклдің ерекшелігі, ол көміртегі ядросынан бастап, CNO- циклдыц соцында ⁴He ядросын қалыптастыра отырып, 4-х протондарын тізбектей қоса отырып қысқарады.

Реакцияның тізбектелуі, алғашында Бете мен Вайцзеккермен ұсынылған, ол реакциялар төменде көрсетілген[5]:

Темірден ауырлау химиялық элементтер тым жаңа жүлдыздар жарылысының нәтижесінде дүниеге келді. Қаншалықты жүлдыздың массасы көп болса, соншалықты жұлдыз аз өмір сүреді. Нейтронды жұлдыз —жұлдыз өзгерісінің соңғы мезгілінде кейбір үлкенірек жүлдыздар гравитация коллапсінен ғаламатжүлдыз жарылыстарын бастан кешіріп, негізінен нейтроннан құралатын жұлдызға айналады. Нейтрон жұлдыз - электрон, протон және аса ауыр атом ядросының шамалы қоспасынан құралған аса тығыз жұлдыз болып есептеледі. Ондай жұлдыздардың өзегіндегі сутегі; гелий, көміртегі қатарлы элементтер термоядролық реакция барысында сарқылып, соңғы қалдық ретіндегі темір элементі энергия жеткіліксіздігінен термоядролық реакцияға түсе алмайды. Ыстық сәуле қысымында тіреліп түрған шеткі материялар ендігі жерде гравитация әсерінде өзекке қарай құлайды және кейбір жағдайда бұл жарылыс туғызып жаңа ғаламатжүлдызға айналады. Немесе, жұлдыз массасының үқсамастығына орай жүлдыз ішіне қарай шөгіп ақ ергежейліге, нейтрон жүлдызға, немесе тіпті қара қүрдымға айналады.

Ғаламатжұлдыз коллапсы кезінде пайда болған нейтрино, нейтронды жүлдыздарды тез салқындатады. Массасы 1.5М және радиусы 16 км нейтронды жүлдыздардың қүрылымы суретте көрсетілген. I - тығыз оралған атомдарының жұқа сыртқы қабаты. II - аудан атомдық ядролардың кристалдық торын және азғындалған электрондарды білдіреді. III - аудан нейтрондармен қаныққан атомдық ядроларының берік қабаты. IV - негізінен азғындалған нейтрондардан тұратын сүйық ядро. V - аудан нейтронды жұлдыздың адрондық өзегін құрайды.

Біздің талдау сыртқы қыртыстың ортанғы және төменгі қабаттарын және ішкі қыртыстың жоғарғы қабаттарын, яғни, 10⁶г/см³ < р < IO¹¹SZcti³ аралығын қамтиды.

р > 10⁶s/см³ тығыздықта ядромен электрондарды ұстау процессі басталады. Осылайша, ядро жаппай санын сақтай отырып, элементтері азырақ нөмірі Z , бірақ үлкені N болып өзгереді. Әрі қабықтық терең қабаттарында барлық жаңа және жаңа электрондарды ұстау реакциялары тізбектей іске қосылады. Содан кейін ядро нейтрино артық болады [6].

Нейтрондық жүлдыздың қабығындағы заттың тығыздығымен, электрондардың Ферми энергиясын мына өрнекпен байланыстыруға болады:

■ 1,948 ■ IO⁶X³S/см³, мүнда -^vAU' ^Еғ ⁼ \’Рғ^с2 + ^me^⁴ “ Ферми энергиясы, T₀ = электронның комптондық толқын ұзындығы. Шама A = ^, мүндағы A - жаппай сан, Z - нуклидті заряд. Әрбір нуклид үшін электрондарды үстау реакциясы басталатын өзінің энергия шегі және қабықтағы қабаттың өзінің шегі болады. Еркін протондар р > 1.2 ■ IO⁷SZcw³ электрондарды үстау реакциясын бастайды [7].

Нейтронды жұлдыздың негізгі затының әрбір тұрақты нуклиді, өзінің электрондарды ұстау реакцияларының тізбегін береді. Қалыпты жер жағдайларында бета ыдырауды бастан кешіретін, еншілес ядроның пайда болуы, қалыңырақ материяда тұрақты болады, өйткені олар соның өзінде электрон шығара алмайды. Оның үстіне, еншілес ядро көптеген реакцпяларда, негізгі және қоздырылған жағдайларда пайда болады. Осындай реакциялар тізбегі төменде көрсетілген темір тобының тұрақты изотоптары арқылы жинақталған. Ядролық деректерге шолу жұмыстарынан және ядролық деректер базасынан алынған [8]. Талдау және жаңа реакцияларды анықтау мына жұмыстарда жүргізілді [9].

Электрондарды ұстау реакциялар тізбегі, нейтронды жүлдыздардың элементтік құрамымен сәйкес, табиғаттағы таралуы 5,845% қүрайтын, ⁵⁴Fe темір изотопы үшін келесі реакциялар тізбегін жазуға болады:

Мүнда, электрондарды ұстау реакциясы үшін шектік энергия оң жақта көрсетілген. ⁵⁴Fe үшін шекті тығыздығы р_пор ^Е555- IO⁶ г/см³. Бұл нуклидпен электрондарды үстау, электронды протонмен ұстауға қарағанда, өте төменгі тығыздық кезінде болады. Екінші реакция ағыны үшін шектік энергия, бірінттті реакция энергиясынан, шамамен 2 МэВ томен екенін атап өткен жөн. ⁵⁴Mn үшін екінші реакция арнасы ашық болатынын білдіреді.

Сәйкесінше, шекті қабаттардың хром ядросы, негізгі және қоздырылған жағдайлардың екеуінде де пайда болады: E^ir₁ (⁵⁴Cr)=O, 825MeV жэне £^(⁵⁴Cr)=l,824MeV. Осылайша, (5) тізбектің екінші реакциясында, үш ашық арна бар:

Мұнда жақшада эрбір ядродан кейінгі кванттық сан, ядро алый жатқан деңгейді анықтайды. Кванттық сандардың аз өзгеруінің өткелдері, элсіз ыдырау реакцияларында артықшылыққа ие екені белгілі. Сонымен қатар, кванттық сандардың эрбір бірлігінің айырмашылығы, үш немесе оданда көп реттік өткелдерге сэйкес ықтималдылықты басуға алып келеді. Сондықтанда, (6) екінші жэне үшінші реакциялар, бірінші реакцияға қарағанда неғұрлым ықтимал. Айта кететіні, (6) бірінші реакция қатты басыңқы болады [9].

Енді (5) тізбектегі үшінші реакцияны қарастырайық. Ол сыртқы қыртыстың с- р > р.,, «5,06-IO⁹г/см³ г

ең төменгі қабаттарында, тығыздық ^к ’ тең болғанда

басталады. Сонымен қатар осы кезде ⁵⁴Cr ядросы электрондарды ұстай алады:

Өткен жағдайдағыдай, шектік энергияның төртінші реакциясы, үшінші реакциямен салыстырғанда томен болады. Сондықтан, ванадий изотопы қоздырылған жағдайға өткенде арналар ашық болады.

Мысалы, табиғатта таралуы 91.754% құрайтын, ⁵⁶Fe тұрақты темір изотопын қарастырайық. Ол үшін реакциялар тізбегі келесі түрде болады:

Оң жақта жақшада электрондарды ұстау реакцияларының шектік энергиясы белгіленген.

Мүнда р > 7,155-10⁹г/слГтығыздығы кезінде бірінші реакция басталады. Сонымен қатар, қалыпты жер жағдайларында тұрақты емес ⁵⁶Mn ядросы қалыптасады. Сондықтан, ⁵⁶Mn ядросы тұрақты болып қалады, себебі ортада барлық электрондық жағдайлар E_e = 3,695/17« Гэнергияға дейін толады. Электрондар эмиссиясы ядрода бола алмайды.

(7) көрініп тұр, бұл нуклид үшін шегі бірінші реакция шегінен, шамамен 2 МэВ аз болатыны, келесі электрондарды ұстау реакциясы осы кезде ашық болады.

⁵⁴Cr ядросының қоздырылған жағдайларында көп спектр бар, соның ішіндегі төменгі екеуі E_e = 3,695Л7«Г шегінен томен энергияға ие. Сондай-ақ, осы деңгейдің энергиялары E^(⁵⁶Cr)=I,007MeV және E^(⁵⁶Cr)=I,832MeVтең [10-11].

Сондықтанда, мүнда электрондарды ұстау реакцияларының үш арнасы ашық:

_v • • р > P_lll = 1,132-10 г/см ■ _л

Үшінші реакция ^к үлкен тереңдікте ашылады. Атап

айтарлығы, екінші жұп реакциясында төртінші реакция тағыда үшінші реакциямен бірге ашылады, себебі оның шегі шамамен 2 МэВ үшінші реакция гр. _й • р>р._һ1 =3,697 -10^1ог/ CMⁱ

шегінен аз болады. Тізбектің бесінші реакциясы ^{к КІҺ2}

кезінде, оданда үлкен тереңдікте жүзеге асырылуы мүмкін. Сонымен қоса, алғашқы екі жұптағыдай, тізбектің алтыншы реакциясы, бесінші реакциямен бірге сол арада ашылады. Мұнда алтыншы реакцияның энергия шегі, бесінші реакцияның энергия шегінен 1,74 МэВ аз болады.

Жүп ядролардан айырмашылығы ⁵⁷Fe изотопы өзгеде көріністер береді. ⁵⁷Fe табиғатта таралуы 0.754% құрайды. Электрондарды ұстау реакциялар тізбегі келесі түрде жазылады:

Нейтронды жүлдыздар қабығындағы кристалды құрылымында пайда болатын қоздырылған ядро, олардың қалыпты тығыздығындағы ортада өтуімен салыстырғанда өзін ерекше жолдармен көрсетуі керек.

Осылайша, ортада қысымның жоғарылауына байланысты тізбектей электронды ұстаудың жаңа реакциялары қосылады. Содан соң ядро нейтриноартық болады, себебі ядроларда протондардың көп бөлігі нейтрондарға айналады.

Нейтронды жұлдыздың негізгі затының әрбір тұрақты нуклиді, өзінің электрондарды ұстау реакцияларының тізбегін береді. Қалыпты жер жағдайларында бета ыдырауды бастан кешіретін, еншілес ядроның пайда болуы, қалыңырақ материяда тұрақты болады, өйткені олар соның өзінде электрон шығара алмайды.

Жүп-тақ ядролар үшін әрбір кезекті реакциялар энергия шегі, алдынғы реакциялар шегінен көп, себебі ядроға айналу реакциясының бүкіл тізбектерінің ағу мүмкіндігі ашылады.

Тәуелсіз нейтрондармен реакциялар (сыртқы және ішкі кабығы арасындағы шекарада) күшіне енеді.

Темір тобының ядролары үшін жоғарыда көрсетілген барлық реакциялар, теориялық есептеулер бойынша, нейтронды жүлдыздардың сыртқы қабығында нейтрино шығарумен ағындалады. Нейтронды сәулелену үшін материя мөлдір болғандықтан (нейтрино қатты ортада қозғала отырып, өзара әрекетеспей он жарық жыл қашықтығын ұшуға қабілетті [12]), ол нейтронды жүлдызды, оның өте жоғары тығыздығына және қуатты магнит өрісіне қарамай еркін қалдырады.

Осылайша, нейтронды жүлдыздардың нейтронды сәулеленуін зерттеу, астрофизикалық зерттеулерде жэне осы космостық объектілердің физикасы бойынша біздің білімімізді жоғарылату үшін өте келешегі бар бағыт.

Әдебиет:

1. Шапиро C. JI.. Тьюколски С. А. Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды / Пер. с англ, под ред. Я. А. Смородине ко го. - M.: Мир, 1985. - Т. 1-2. - 656 с.
2. А. Ю. Потехин. Физика нейтронных звёзд (рус.) // УФЫ. - 2010. - Т. 180. - С. 1279-1304.
3. Франк-Каменецкий Д. А.. Физические процессы внутри звезд. M.. 1959;
4. Фрауэнфельдер Г.. Хенли Э. Субатомная физика. - M.: Мир. 1979.
5. http://nuclphys.sinp. insu. ш/епс/е 103. htm
6. Haensel P.. Potekliin A.Y.. Yakovlev D.G.. Neutron Stars 1: Equation of State and Stmcture, New York Springer. 2007.
7. Бисноватый-Коган Г. C.. Физические вопросы теории звездной эволюции. M.. 1989.
8. Mughabgliab S.F.. Divadeenam M.. Holden N.E. Neutron Cross Section. -Acadenuc Press, 1981. P. 408.
9. Такибаев H.Ж.. Като К.. Такибаева М.Н.. Сарсембаева А.Т.. Курмангалиева В.О.. Насирова Д.М. Изучение равновесных состояний в оболочках нейтронных звезд // Вестник КазНУ им.аль-Фараби. Серия физическая. - 2012. - №3(42). - С. 16-25.
10. Nucleus Ground State Parameters. Moscow State University: http://cdfe.sinp,msu.ni/
11. Nuclear Wallet Cards. USA National Nuclear Data Center - NNDC: http://www.midc.bnl.gov/wallet/wccunent.ht ml.
12. Физика нейтрино и нейтринная астрофизика.

http://nuclphvs.sinp.nisu.ni/gnp/neutrino.htni.