Влияние массового распределения осколков деления

I ask you to look booth ways.
For the road to a knowledge of the stars leads through the
atom; and important knowledge of the atom has been
reached through the stars
Sir Arthur Eddington (1882-1944)
Проблемы современной астрофизики и геофизики
Образование химических элементов в
природе и ядерные реакции в звездах.
Панов Игорь Витальевич
ИТЭФ
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
1. “Нуклеосинтез химических элементов”
1.
Ядерная астрофизика
2.
Распространенность элементов
3.
Карта ядер
4.
Ядерная физика – частицы, ядра, реакции
5.
Образование элементов тяжелее железа
6.
Определения и классификация процессов нуклеосинтеза
7.
Дозвездная стадия, первичный нуклеосинтез
8.
образование звезд
9.
Солнце и источник энергии звезд
10.
Нуклеосинтез в звездах; pp-цикл, CNO-цикл
11.
Образование элементов тяжелее железа
12. литература
1. Ядерная астрофизика
Я.А. изучает роль процессов микромира в космических явлениях
Предметом Я.а. явл. ядерные процессы в звездах и др. космич.
объектах, в т.ч. Термоядерные реакции и радиоактивный распад; процессы испускания и поглощения нейтрино,
нейтринная астрофизика и астрофизика космических лучей
Я.а. показывает тесную взаимосвязь физики микро- и макромира
Основа Я.А. – экспериментальное изучение ядерных процессов, структуры
ядра, элементарных частиц и их взаимодействиях;
с другой стороны – проверка я.ф. теорий в процессе моделирования
астро-физических явлений
Реакции с заряженными частицами и нейтронами
Скорости термоядерных реакций, реакции синтеза и распада
Применение достижений ядерной физики к изучению космич. явлений
(звезды, взрывы сверхновых, эволюция тесных двойных систем)
позволило построить качественно согласующиеся с наблюдениями
теорию образования, строения и эволюции звезд
нейтроны
Свойства ядер
нуклеосинтез
реакции
Заряженные частицы
Слабые процессы
Ядерная физика
Ядерная материя
Атомная ф.
астрофизика
Наблюдательная
астрофизика
Теоретическая астрофизика
сверхновые
Рентген, ГаммаОптическая,
Инфракрасная,…
остатки
нейтринная
Космохимия, метеориты
звезды
солнце
Hubble
СпектрРГ
Планк
Свифт
«Кеплер» — астрономический спутник НАСА, оснащённый
сверхчувствительным фотометром, специально
предназначенный для поиска экзопланет
Hubble: регистрация электромагнитного излучения в в
инфракрасном диапазоне. Наблюдения за переменными
звёздами.
Обсерватория ИНТЕГРАЛ предназначена для проведения
сверхтонкой гамма-спектроскопии космического излучения и
построения изображений неба в диапазоне энергий от 15 кэВ
до 10 МэВ. мониторинг в рентгеновском (3-35 кэВ) и
оптическом (V-полоса) диапазонах
Планк - Изучение Солнечной системы, в том числе планет,
астероидов, комет и зодиакального света.
Барионного вещества в космосе только 5%
Swift— орбитальная обсерватория, совместный проект США,
Италии и Великобритании. Предназначена для регистрации и
наблюдения гамма-всплесков.
СпектрРГ – гамма и рентген- диапазон, 0.5-11кэВ
Карта ядер
Proton-drip line
Neutron drip line
Атомное ядро
1. Нуклонов - протоны и нейтроны
2. Номер Z (зарядовое число, число протонов)
A - массовое число; N – число нейтронов
3. 1<Z<93 (84; 118); Nmin < N < Nmax
4. Энергия связи
E=Mc2 = [Zmp+(A-Z)mn-Mя]c2
1. Скорость реакции ~  <v>
2.  [барн], 1 барн = 10-24 см2
3. Qi, Sn, Sp, S : E(Z1,A1) – E(Z2,A2) + C
Атомное ядро
Атомное ядро
n, p, g, ; mp mn ; 12C, 16O, …. 56Fe
(n,g), (,g), (n,p)
24Mg (,g) 28Si
3 → 12C, 12C+12C, 16O+16O,...
24Mg (,n) 27Si* -> (Zi,Nj)+частица
Ядерные модели
Жидкой капли — ф-ла Вейцзеккера
Оболочечная - 2, 8, 20, 28, 50, 82, 126
Обобщенная модель
Микроскипические
макроскопически-микроскопическме
Важнейшую роль в ядерной физике играет
понятие энергии связи ядра.
Энергия связи ядра равна минимальной энергии, которую
необходимо затратить для полного расщепления ядра на
отдельные частицы. Из закона сохранения энергии следует,
что энергия связи равна той энергии, которая выделяется
при образовании ядра из отдельных частиц.
масса любого ядра Mя всегда меньше суммы масс входящих в
его состав протонов и нейтронов
Mя < Zmp + Nmn.
Разность масс
ΔM = Zmp + Nmn – Mя.
называется дефектом массы
Атомное ядро
По дефекту массы с помощью формулы
Эйнштейна E = mc2 можно определить
энергию, выделившуюся при образовании
данного ядра, т. е. энергию связи ядра Eсв:
Eсв = ΔMc2 = (Zmp + Nmn – Mя)c2.
ПРИМЕР
Мя(4He)= 4,00260 а. е. м.
2mp + 2mn = 4, 03298 а.
дефект массы ΔM = Eсв/c2 = 0,03038 а. е. м
Eсв = Δmc2 => Eсв = 28,3 МэВ.
1г 4He ~ 60 тонн угля ~ 7.1МэВ/нуклон
Bn = Eсв (А-1,Z) - Eсв (А,Z) =
= [М(А-1,Z) + mn − М(А, Z)]c2 ;
Bp , B
Атомное ядро
Атомная единица массы = 1⁄12 массы 12C
1 а. е. м. = 1,660 540 2(10)·10−27 кг =
1,660 540 2(10)·10−24 г = NA−1
1 а. е. м. = 931, 494 0954(57) МэВ/c2
p = 1,007 276 466 879 а. е. М. ~938,272 МэВ
n = 1,008 664 915 88 а. е. м. ~ 939,565
M(16O) = 15,99492 а.е.м.
M(56Fe) = 55,847 а. е. м.
Bn = Eсв (А-1,Z) - Eсв (А,Z) =
= [М(А-1,Z) + mn − М(А, Z)]c2
Bp = [М(А-1,Z-1) + mp − М(А, Z)]c2
Атомное ядро
Сечения взаимодействия и скорости реакций
Основной величиной, которой оперируют
физики, исследующие столкновение
микрообъектов, является эффективное
сечение или просто сечение.
Именно эта величина определяет вероятность
того или иного результата столкновения.
эффективное сечение (Резерфорд)
Численно - вероятность взаимодействия отдельной
налетающей частицы с ядром мишени равна N/j
где N - число частиц изменивших траекторию.
N = jnSlσ = jMσ,
(1)
n – число ядер мишени в единице объёма (в см-3);
S – облучаемая площадь мишени (в см2);
l – толщина мишени (в см);
M – полное число ядер в облучаемой части мишени.
j – плотность потока α-частиц [ см-2с-1].
Если рассматривать частицы, вылетающие в
телесный угол dΩ, то соотношение (1)
записывается в виде dN(θ,φ) = jMdσ(θ,φ)
Для ядерных реакций в лабораторных условиях
R=N σ φ [сек-1],
 сечение, φ поток [част/сек], N [атом/см2]
Скорость реакций в астрофизической плазме
r12= N1 x N2 < v>/(1 + )
1
/
2


3
/
2
8
E



σ
v
>
=
(
k
T
)
E
σ
(
E
)
e
x
p
(

)
d
E


μ
π
k
T


0
Для ядерных реакций в лабораторных условиях
R=N σ φ [сек-1],
 сечение, φ поток [част/сек], N [атом/см2]
Для астрофизических реакций
r12= N1 x N2 < v>/(1 + )
15N
233,235U(n,g)
(p,a)12C
Бета-распад и запаздывающие
процессы
Альфа-распад
деление – запаздывающее
вынужденное
спонтанное
Beta Strength function model for nuclei: Ex, BGT ~ M 2
S(E) =
BGT
Q
T1/ 12    S (i ) ( E )  f ( Z , Q  E ) dE
i
0
Q
   f ( Z  1, Q  E )S  ( E ) dE
i
Pn 
Bn 
Q
i
  f ( Z  1, Q  E )S  ( E )dE
i
0
i
Kratz K.-L. (1988)
Rev.in Mod.Astronomy
BETA – DELAYED FISSION
cascade sheme of n, g, and fission
competition
n
g.s.
A,Z-1
f
f
n
Sn
A-1,Z+1
Sn
g.s.
A,Z+1
27
Beta – Delayed Fission Calculations
Q

Probabilities - Pβdf :
Г
i
f
f
(
Z
,
Q

E
)
S
(
E
)
dE

 
Г
tot
0i
P


f
Q

i
f(Z
,Q
E
)
S
(E
)dE



0i
C
Г
(
E
)
N 2
(
E
)

M
E
)

i(
i
2
Beta Strength function: S
2

(
E
)
i
2Г
(
E
E
)
i
4
# Г(Е) widths approximation:
Г(Е) = α·E2 + β·E3 + …
where α ≈ 1/εF and β « α, so we used only the first term.
# As Гf « Гn so neutron emission dominates when this energetically possible.
# Sub-barrier fission probabilities in the daughter nucleus are small to gamma decay of
exited states (barrier was taken in standard parabolic form).
# Main dependence of Pβdf is from barrier energy Bf but not from barrier thickness or
form.
s-, r- processes
где и как идет Nucleosynthesis
supernovae
NSM
winds
J.Truran
30
Атомное ядро
Атомное ядро
2. Происхождение элементов
island of
Superheavy
Elements
114
Number of protons
peak of U
peak of Pb
82
strait
of
radioactivity
sea of instability
50
strait
of
instability
peak of Sn
20
sea of instability
peak of Ca
20
82
126
Number of neutrons
G.N. Flerov, A.S. Ilyinov (1982)
184
образование химических
элементов от гелия до урана
Дозвездный нуклеосинтез
Звездный нуклеосинтез
На Равновесных стадиях эволюции звезд образование элементов до “Fe”:
p-процесс и CNO-цикл, горение C, O, Si
s-процесс
взрывной нуклеосинтез: “сверхновые”
Фильм element-genesis
создан на базе Ricken
Ин-т физико-химических исследований
известные астрофизики
(М.Кюри, Э.Резерфорд, Юкава, Бете, Гамов)
Сато
Каджино
Дэвид Арнетт
Ланганке
Кристофер Снеден
Фридрих-Карл Тилеманн
Закончил Л-1 Продолжение 11.03.2013
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.
11. Сивухин Д.В. Т. V. Ат. и ядерная физика. - М.:
2002.
12. Широков Ю.М., Юдин Н.П. Ядерная физика. – М.1980
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 1
Образование звезд
Ядерные реакции,
происходящие взвездах в
условиях термодинамического
равновесия, зависят от массы
звезды. Масса звезды
определяет максимально
достижимую температуру и
плотность в центре звезды.
Полная последовательность
ядерных реакций возможна
лишь в массивных звездах. В
звездах с массой M < 0,1M
гравитационная энергия
недостаточна для нагревания
звездного вещества до
температуры, необходимой
для протекания реакций
горения водорода.
4.