ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2004, том 30, №? 6, с. 451-459
УДК 524.3-54
РОЛЬ НЕТЕПЛОВЫХ НЕЙТРОНОВ В ЗВЕЗДАХ АВГ: СИНТЕЗ БОРА
© 2004 г. А. И. Шапиро*
Астрономический институт им. В.В. Соболева Санкт-Петербургского государственного университета Поступила в редакцию 06.08.2003 г.
Рассмотрено влияние поглощения не успевших термализоваться нейтронов на нуклеосинтез в звездах асимптотической ветви гигантов (эффект Петрова—Шляхтера). Показано, что захват нетепловых нейтронов азотом возможен по ранее не рассматривавшемуся каналу 14N(n,a)n B. Поскольку концентрация протонов в области частичного перемешивания низка, это приводит к заметной концентрации бора. Вследствие специфических процессов возможен вынос этого бора на поверхность звезды. Выполнен анализ концентрации бора в зависимости от принимаемых параметров зоны частичного перемешивания.
Ключевые слова: звезды, физические процессы, нуклеосинтез.
THE ROLE OF EPITHERMAL NEUTRONS IN AGB STARS: BORON SYNTHESIS, by A. I. Shapiro. We consider the influence of the absorption of epithermal neutrons on the nucleosynthesis in asymptotic-giant-branch stars (the Petrov—Shlyakhter effect). We show that epithermal neutrons can be captured by nitrogen through the hitherto unanalyzed channel 14N(n, a)11 B. Since the proton density in the zone of partial mixing is low, this process results in an appreciable boron density. This boron can be dredged up to the stellar surface by peculiar processes. We analyze the boron density as a function of the assumed parameters for the zone of partial mixing.
Key words: stars, physical processes, nucleosynthesis.
ВВЕДЕНИЕ
Основными природными котлами, где происходят реакции захвата нейтронов, являются звезды асимптотической ветви гигантов (АВГ). Подробное описание строения этих звезд и протекания в них нуклеосинтеза дается в работах Страниеро и др. (1995), Блокера (1999), Олофсона (1999), Мовла-ви (1999), Гориели и Мовлави (2000).
Главным источником нейтронов в не очень массивных звездах (М < 6М0) является реакция 13C(a,n)16O. Образующиеся в ней нейтроны имеют начальную энергию МэВ, что намного превосходит тепловую энергию в зоне частичного перемешивания (~10 кэВ). Таким образом, перед тем как термализоваться, нейтроны должны испытать ряд рассеяний на тяжелых ядрах, постепенно теряя энергию. Поэтому наряду с тепловыми нейтронами (с максвелловским распределением по энергиям) в спектре будут присутствовать и более энергичные замедляющиеся нейтроны. Они будут
Электронный адрес: AlexSh82@mail.ru
образовывать своеобразный пик в его надтепловой области (см. рис. 1). Доля таких нейтронов очень мала (см. конец раздела 3). Однако сечения
Энергия, кэВ
Рис. 1. Сечение аа(Е) реакции 14N(4, а)11 B (сплошная кривая) в сопоставлении с ходом величины ф(Е)Е (штриховая кривая; не в масштабе).
451
4*
захвата для некоторых реакций сильно возрастают с увеличением энергии нейтронов. Поэтому, несмотря на небольшое количество не успевших еще термализоваться нейтронов, скорости этих реакций могут значительно возрасти. Эта идея была впервые сформулирована Петровым и Шляхтером (1986, 1988). В дальнейшем увеличение скоростей реакций из-за присутствия нетепловых нейтронов будем называть эффектом Петрова—Шляхтера.
Развитием данного подхода является идея рассмотрения обычно не учитываемых реакций, протекание которых возможно только на нетепловых нейтронах. Сечение таких реакций в тепловой области должно быть равно нулю, в надтепловой же должно достигать значительной величины. Одной из таких реакций оказывается реакция синтеза бора: 14^п, а)11 B. В области надтеплового пика ее сечение имеет довольно большую величину (^300 mb). Поэтому следует ожидать, что данная реакция может привести к образованию заметного количества бора и являться новым механизмом синтеза бора во Вселенной. Настоящая работа посвящена исследованию предложенного механизма синтеза бора на нетепловых нейтронах.
Изложение построено следующим образом. В разделе 1 приводятся общие сведения о строении звезд асимптотической ветви гигантов и образовании необходимой для нуклеосинтеза зоны частичного перемешивания. В разделе 2 описывается построение уточненного спектра нейтронов (с учетом нетепловых). Раздел 3 посвящен непосредственно синтезу бора. Он составляет основную часть работы. Далее описывается влияние изменения температуры на синтез бора. В заключении оценивается общее количество синтезируемого бора и процесс его выноса из зоны частичного перемешивания.
1. ЗОНА ЧАСТИЧНОГО ПЕРЕМЕШИВАНИЯ В ЗВЕЗДАХ АВГ
В центре звезды АВГ находится углеродно-кислородное ядро. Его окружают очень небольшие по массе (тысячные доли массы Солнца) слоевые источники энергии — гелиевый и водородный. Они разделены также не очень массивным промежуточным гелиевым слоем. Над источниками находится протяженная водородная оболочка.
Для протекания реакции рождения нейтронов 13C(а, п)16O необходимо занести в гелиевые слои углерод и водород. Ключевым моментом оказывается то, что горение гелиевого источника протекает нестационарно. Большую часть времени гелий не горит, но приблизительно раз в 104 лет происходят вспышки. Во время вспышки гелиевый источник выделяет много энергии и вместе с промежуточной гелиевой областью становится конвективным. При
этом происходит обогащение гелиевых слоев углеродом.
Процесс обогащения водородом немного сложнее. Непосредственно во время вспышки водород в гелиевые слои не подмешивается. Это связано с тем, что граница внешней водородной конвективной оболочки удаляется от ядра, "убегая" от внутренней конвективной зоны между ядерными источниками. Вследствие этого перемешивания гелиевых и водородных слоев не происходит.
После завершения гелиевой вспышки, когда конвекция во внутренних слоях уже затухла, но водородный источник еще не зажегся, граница внешней конвективной водородной оболочки начинает возвращаться к прежнему положению — к слоям, которые также участвовали в конвективном перемешивании (во внутренних конвективных слоях). Таким образом, она подходит к области со скачком химического состава, а следовательно, и со скачком непрозрачности. При этом граница области конвекции оказывается неустойчивой. Происходит проникновение конвекции за шварцшильдовскую границу. В результате этого скачок химического состава начинает двигаться вглубь, и конвекция захватывает все новые и новые слои. Подробное качественное описание этого процесса приведено в статье Мовлави (1999). Происходит так называемый конвективный черпок (third dredge-up). Он продолжается около сотни лет. Одним из следствий такого черпка является вынос на поверхность углерода и продуктов нуклеосинтеза.
Для рождения нейтронов одного конвективного черпка недостаточно. Необходим механизм, способный занести протоны далеко вглубь слоевых источников. Также очень важно наличие слоя, слабо загрязненного протонами, так как при больших протонных концентрациях образуется много азота, который поглощает почти все нейтроны, не оставляя ничего для s-процесса. Такой механизм был введен Ибеном и Рензини (1982) и получил название частичного перемешивания (partial mixing). Во время конвективного черпка вследствие частичного перемешивания водород проникает глубоко внутрь области между слоевыми источниками. Следует подчеркнуть, что физические причины, вызывающие частичное перемешивание, до сих пор окончательно не ясны. Существует несколько различных гипотез (см., например, Денисенков, Тоут, 2003).
В данной работе, как и в большинстве работ, посвященных s-процессу в звездах АВГ, для описания степени загрязнения принимается экспоненциально спадающий вглубь звезды ход концентрации протонов. В работе Гориели и Мовлави (2000) приводится качественный анализ погрешностей, к которым может привести произвольное принятие экспоненциального профиля. Следует отметить, что влияние хода профиля протонного загрязнения
на синтез бора существенно слабее, чем на стандартный синтез элементов в з-процессе (обсуждение см. ниже, в первой части раздела 5).
В результате частичного перемешивания образуется зона, содержащая одновременно водород, гелий и углерод — так называемая зона частичного перемешивания. В этой зоне начинают протекать первые две реакции стандартного CNO-цикла: 12 С(рл)13 N (0+V )13 С. Образующийся 13 С реагирует с гелием (13С (а, п)16 О), поставляя нейтроны для нуклеосинтеза, протекающего в зоне частичного перемешивания между последовательными конвективными черпками. Данная реакция является основным источником нейтронов для не очень массивных звезд (М < 6М©).
Следует отметить, что в более массивных звездах температура в зоне частичного перемешивания больше, и основную роль в производстве нейтронов играет реакция 22№(а, п)25Mg. Она важна также и в менее массивных звездах при вторичной нейтронной вспышке, когда продукты нуклеосинтеза зоны частичного перемешивания диффундируют вниз к более горячим слоям и, взаимодействуя с гелием, образуют 22N6, который сразу же сгорает на ядрах гелия (Гориели, Мовлави, 2000). Однако обычно считается, что влияние вторичной вспышки на общий нуклеосинтез невелико. Кроме того, энергия нейтронов, образующихся при горении неона (»0.5 МэВ), существенно ближе к тепловой, чем при горении углерода (»2 МэВ), так что и поправки к спектру для "неоновых" нейтронов должны быть значительно меньше. Поэтому в данной работе эффект Петрова—Шляхтера рассматривается только в применении к реакции 13С (а, п)16 О.
2. СПЕКТР НЕЙТРОНОВ
Энергия образующихся в реакции 13С(а, п)16О нейтронов определяется относительной скоростью ядер 13С и 4Не до взаимодействия, скоростью их центра масс и углом рассеяния (Уильямс, 1971; Петров, Шляхтер, 1986, 1988).
Получающийся спектр рождающихся нейтронов можно аппроксимировать выражением
/ (Е) =
2
А/2
Ео = \(д + 0.00122 (г^Ат т62)1/3
(1)
где Q — энергия, выделяющаяся при реакции, Л = = 1~^'Аг = - А = А1+А2,а Аи и ги г2 соответственно относительные массы и заряды ядер 13 Си 4 Не.
Дисперсия дается выражением
Д = ^Д2 + Д2, А1 = -|мт)^
д.
2=
4 УкТЩ у/АХ '
где е0 = (ЬкТ/2)2/3 — наиболее вероятная энергия
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.