научная статья по теме ПРОБЛЕМА ДЕЛЕНИЯ И R-ПРОЦЕСС: КОНКУРЕНЦИЯ МЕЖДУ ВЫНУЖДЕННЫМ И ЗАПАЗДЫВАЮЩИМ ДЕЛЕНИЕМ Астрономия

Текст научной статьи на тему «ПРОБЛЕМА ДЕЛЕНИЯ И R-ПРОЦЕСС: КОНКУРЕНЦИЯ МЕЖДУ ВЫНУЖДЕННЫМ И ЗАПАЗДЫВАЮЩИМ ДЕЛЕНИЕМ»

ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, № 9, с. 711-720

удк 524.354.6

ПРОБЛЕМА ДЕЛЕНИЯ И r-ПРОЦЕСС: КОНКУРЕНЦИЯ МЕЖДУ ВЫНУЖДЕННЫМ И ЗАПАЗДЫВАЮЩИМ ДЕЛЕНИЕМ

© 2004 г. И. В. Панов1*, Ф.-К. Тилеманн2

1 Институт теоретической и экспериментальной физики, Москва 2Университет, Базель, Швейцария Поступила в редакцию 19.01.2004 г.

Показано, что для рассматриваемого сценария слияния нейтронных звезд в выбрасываемом сильно нейтронизованном веществе (Ye ~ 0.1) вынужденное деление играет главную роль при зацикливании r-процесса и является основным процессом, препятствующим образованию сверхтяжелых элементов. На последней стадии r-процесса, когда плотность свободных нейтронов уже мала для поддержания быстрого нуклеосинтеза, а из ядерных реакций идут только бета-распад и запаздывающее деление, ведущая роль в формировании конечных распространенностей химических элементов переходит к запаздывающему делению, приводящему к окончательному изменению обилий отдельных изотопов как в области перед вторым пиком, так и изотопов тяжелее свинца, что сказывается, в частности, на определении возраста Галактики.

Ключевые слова: ядерная астрофизика, нуклеосинтез, r-процесс; сверхновые и остатки сверхновых.

THE FISSION PROBLEM AND THE r-PROCESS: COMPETITION BETWEEN NEUTRON-INDUCED AND BETA-DELAYED FISSION, by I. V. Panov and F.-K. Thielemann. We show that for the discussed scenario of a neutron-star merger in highly neutronized ejecta (Ye ~ 0.1), neutron-induced fission plays a major role in the r-process cycling and is the main obstacle to the formation of superheavy elements. At the final stage of the r-process, when the free-neutron density is already too low to maintain rapid nucleosynthesis and only beta-decay and beta-delayed fission take place, the leading role in forming the final abundances of chemical elements passes to delayed fission. The latter leads to the ultimate change in the abundances of isotopes in the region before the second peak and isotopes heavier than lead, which, in particular, affects the determination of the age of the Galaxy.

Key words: nuclear astrophysics, nucleosynthesis, r-process; supernovae and supernova remnants.

ВВЕДЕНИЕ

Одной из важнейших задач в исследовании г-процесса является выявление физических процессов, приводящих к остановке нуклеосинтеза. Что является основной причиной прекращения нуклеосинтеза: уменьшение концентрации свободных нейтронов до значений, при которых г-процесс останавливается, или какое-то другое значительное изменение физических условий (например, падение плотности вещества), или деление, не позволяющее г-процессу преодолеть область актинидов? Кроме того, важно оценить чувствительность результатов расчетов к точности используемых ядерных данных и определить степень их надежности. Подчеркнем, что хотя массовое распределение ядер-продуктов деления долгоживущих ядер достаточно хорошо изучено

E-mail: Igor.Panov@itep.ru

экспериментально, однако характер массового распределения осколков деления короткоживу-щих нейтроноизбыточных актинидов неизвестен, и поэтому изучение влияния различных форм массового распределения на астрофизические результаты (Панов и др., 2000) может быть полезно и для понимания процесса деления атомного ядра.

Предыдущие расчеты г-процесса (за исключением расчетов Горилого и Клербю, 1999) рассматривали только запаздывающее деление, скорости которого для всей области делящихся ядер были рассчитаны Тилеманном и др. (1983). В настоящей работе мы впервые использовали также и другой расчет скоростей запаздывающего деления, выполненный Штодтом и Клапдором (1992) в рамках микроскопической QRPA-модели. По-видимому, мы впервые использовали эти данные для моделирования г-процесса и проанализировали зависимость расчетов распространенности тяжелых

элементов, особенно в областях масс А < 130 и А > 196, от используемых наборов данных скоростей запаздывающего деления.

Могут ли изотопы химических элементов с такими массами быть образованы в результате деления актинидов в г-процессе при слиянии нейтронных звезд? С другой стороны, могут ли данные наблюдений помочь определить, какие расчеты скоростей деления более адекватно отражают физику этого процесса? Для ответа на эти вопросы мы моделировали г-процесс не только с использованием различных расчетов скоростей бета-запаздывающего деления (Тилеманн и др., 1983; Штодт, Клапдор, 1992), но также и с учетом вынужденного деления и различных форм массового распределения ядер-продуктов деления.

СИСТЕМА УРАВНЕНИЙ И ЯДЕРНЫЕ ДАННЫЕ

Для численных расчетов г-процесса как в схематической модели, так и в сценарии слияния нейтронных звезд (СНЗ) использовалась развитая ранее кинетическая схема, реализованная в программе SYNTEZ (Блинников, Панов, 1996; Надежин и др., 1998; Панов, Надежин, 1999), определяющая концентрации всех вовлеченных в нуклеосинтез ядер, включая контроль концентрации нейтронов.

Примененная нами математическая модель использовалась для расчетов нуклеосинтеза в различных сценариях и тестировалась расчетами по другим кодам (Панов и др., 2001а). Полное число рассматриваемых в данных расчетах уравнений равно 3100. В систему уравнений были включены все возможные изотопы от кальция (2 = 20) до эйнштейния(2 = 99). Границы нуклонной стабильности определялись на основе расчетов энергий связи Хильф и др. (1976).

Рассмотрим последствия ограничений области нуклеосинтеза, приводящих к включению в расчеты только части делящихся изотопов, и выбора различных возможных моделей массового распределения ядер-продуктов деления. Способы введения деления в схему расчета нуклеосинтеза можно условно разделить на две группы:

1. Наиболее часто, как мы уже упоминали ранее, деление вводится как инструмент, обрывающий продвижение волны нуклеосинтеза в область более тяжелых ядер и обеспечивающий зацикливание г-процесса из области делящихся ядер в область масс с А & 110—140. Поэтому и модели деления этой группы предельно просты: обычно предполагается 100%-е спонтанное деление при достижении ядер с (Af, 2{) или, еще проще, Af (как, например, в работе Фрайбургхауса и др., 1999б, где Af = 240).

2. Основным механизмом является запаздывающее деление, препятствующее прохождению волны нуклеосинтеза через область ядер с вероятностью запаздывающего деления, близкой к 100% (Тилеманн и др., 1983). Если при Рда < 100% г-процесс преодолевает область запаздывающего деления и образуются более тяжелые ядра, то они могут распадаться по альфа-каналу или испытывать спонтанное деление.

Мы включили деление в расчеты нуклеосинтеза с учетом разных каналов, в первую очередь запаздывающего и вынужденного. Эти два канала деления практически останавливают продвижение волны нуклеосинтеза в области химических элементов с 2 & 90—96, по крайней мере, для барьеров деления Ховарда и Меллера (1980). Влияние ограничений области деления на конечные результаты будет показано ниже.

Использовались скорости радиационного захвата нейтронов из расчетов Коуэна и др. (1991) и Раушера, Тилеманна (2000). Ядерные массы были получены в рамках модели FRDM (Кратц и др., 1993).

Изменение концентрации каждого нуклида определялось с учетом реакций с нейтронами, бета-распада и различных каналов деления:

М = -АП1 (А, 2)Ул,е + (1) + А„7(А - 1, 2)УА-1,я - Луи(А, 2)Уа,я + + А7„(А + 1, 2)!А+1Я + А„е(А, 2 - 1)Уа,я-1 -

- Аив(А, 2)!А ,я - А@(А, 2)Уа,я -

- АЙ(А, 2)Уа,я - А^(А, 99)ГА,99 +

+ Ав(А + к, 2 - 1)Рк(А + к, 2 - 1) х

к=0,1,2,3

х УА+к,я-1 А, 2, А, 2) х

х Ав(Аь Zf)Pвdf(Af, +

+ ^(Аь Zf, А, 2)АпКАь Zf)УАиг, +

+ ^(Аь 99, А, (Аь 299)УАьЯ99 ,

Af

где А1 — скорости реакций, Pвdf(Af, Zf) — вероятность запаздывающего деления, Af — массовое, а Zf — зарядовое число делящегося ядра, а весовая функция продуктов деления ^(А^ Zf, А, 2) определялась следующим образом: Wi(Af,Zf,A, 2) = = 5(А - ALШ - ZL) + ¿(А - Ап)^ - ZL), г определяет канал деления.

Скорости бета-распада были рассчитаны в QRPA-модели (Кратц и др., 1993), а данные по запаздывающему (Тилеманн и др., 1983; Штодт,

Клапдор, 1992) и вынужденному (Тилеманн и др., 1989) делению были получены на основе барьеров деления Ховарда и Малера (1980). Расчеты скоростей вынужденного деления были сделаны (Панов, Тилеманн, 2003а) на основе тех же массовых формул, что и скорости запаздывающего деления и захвата нейтронов (Тилеманн и др., 1987), и барьеров деления Ховарда и Малера (1980). Анализ чувствительности скоростей вынужденного деления, проведенный нами (Панов, Тилеманн, 2003а), показал, что даже при значительной недооценке значений барьеров деления роль вынужденного деления в определенных сценариях г-процесса с высокой плотностью свободных нейтронов не уменьшится, а лишь скажется на некоторых параметрах нуклеосинтеза, таких как время цикла и выход ядер тяжелее урана. Поэтому предварительные расчеты образования элементов в г-процессе, сделанные с барьерами Ховарда и Меллера (1980), позволили достаточно надежно оценить вклады запаздывающего и вынужденного деления на г-процесс.

РАСЧЕТЫ НУКЛЕОСИНТЕЗА И ОБСУЖДЕНИЕ РЕЗУЛЬТАТОВ

Для определения влияния основных параметров деления на нуклеосинтез рассматривались две модели r-процесса. Первая представляет собой простую схематическую модель r-процесса, воспроизводящую основные типичные условия r-процесса: Tg = 1, плотность среды, где идет нуклеосинтез, р = 105 г/см3 и начальное отношение нейтронов к протонам n/p, изменявшееся в разных расчетах в диапазоне от 2.5 до 8.3, что составляло от 140 до 460 нейтронов на зародышевое ядро. В качестве зародышевых ядер были выбраны ядра железа с массовым числом 56. С такими начальными условиями мы получали спадающий во времени поток нейтронов и естественное окончание r-процесса по мере падения плотности свободных нейтронов. Варьирование начального отношения n/p приводило к изменению времени протекания r-процесса (тг) от минимального, когда волна деления не успевала дойти до области актинидов и тг < Tf (где Tf — время достижения волной нуклеосинтеза области делящихся ядер) до максимального, когда деление приводило к зацикливанию r-процесса и увеличению в нескольк

Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.

Показать целиком

Пoхожие научные работыпо теме «Астрономия»