На главную
Физика - одна из самых удивительных наук! Физика столь интенсивно развивается, что даже лучшие педагоги сталкиваются с большими трудностями, когда им надо рассказать о современной науке. Данный ресурс поможет эффективно и интересно изучать физику. Учите физику!
   

Обучение и материалы
Физический справочник
Формулы по физике
Шпаргалки по физике
Энциклопедия
Репетиторы по физике
Работа для физиков
Быстрый устный счет
Виртуальные лабораторные
Опыты по физике
ЕГЭ онлайн
Онлайн тестирование
Ученые физики
Необъяснимые явления
Ваша реклама на сайте
Разное
Контакты
Спецкурс
Фейнмановские лекции

В мире больших скоростей

Введение в теорию относительности

Лекции по биофизике
Лекции по ядерной физике
Ускорение времени...
Лазеры
Нанотехнологии
Книги
полезное
Смешные анекдоты о физике
Готовые шпоры по физике
Физика в жизни
Ученые и деньги
Нобелевские лауреаты
Фото
Видео
Карта сайта
На заметку
Если вам понравился сайт, предлагаем разместить нашу кнопку
Кнопка сайта All-fizika.com
Компьютерные программы
по физике
Программы по физике


Физика и юмор
Физика и юмор


Онлайн тестирование
по физике
Онлайн тестирование по физике



-









Физический энциклопедический словарь
| А | Б | В | Г | Д | Е | Ж | З | И | К | Л | М | Н | О | П | Р | С | Т | У | Ф | Х | Ц | Ч | Ш | Щ | Э | Ю | Я |



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.





 
 
© All-Физика, 2009-2016
При использовании материалов сайта ссылка на www.all-fizika.com обязательна.