ПИСЬМА В АСТРОНОМИЧЕСКИЙ ЖУРНАЛ, 2007, том 33, № 6, с. 435-439
УДК 524.35
СЛАБЫЙ КОМПОНЕНТ r-ПРОЦЕССА КАК РЕЗУЛЬТАТ ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ НЕЙТРИНО С ГЕЛИЕВЫМ СЛОЕМ
СВЕРХНОВОЙ
© 2007 г. Д. К. Надёжин*, И. В. Панов
Институт теоретической и экспериментальной физики им. А.И. Алиханова, Москва
Поступила в редакцию 28.12.2006 г.
Исследованы возможности развития r-процесса в гелиевом слое сверхновой звезды под действием свободных нейтронов, появляющихся в результате неупругого рассеяния нейтрино на ядрах 4He. Показано, что условия во внешней части гелиевого слоя звезд с низкой металличностью благоприятны для воспроизведения слабого компонента г-процесса.
Ключевые слова: сверхновые звезды, нуклеосинтез, нейтрино.
WEAK г-PROCESS COMPONENT AS THE RESULT OF NEUTRINO INTERACTION WITH THE HELIUM SHELL OF A SUPERNOVA, by D. K. Nadyozhin and I. V. Panov. We investigate possibilities for the development of an г-process in the helium shell of a supernova under the action of free neutrons that appear as a result of inelastic neutrino scattering by 4He nuclei. The conditions in the outer part of the helium shell in low-metallicity stars are shown to be favorable for the reproduction of a weak г-process component.
PAC S numbers : 26.30.+k; 97.60.Bw
Key words: supernovae, nucleosynthesis, neutrino.
ВВЕДЕНИЕ
За последнее десятилетие наметился существенный прогресс в изучении синтеза тяжелых элементов при быстром захвате нейтронов (r-процесс). Как беспрецедентные по точности данные о химическом составе звезд с низкой металличностью (см. обзор Коуэн, Снеден, 2003, и ссылки там), так и данные об изотопном составе тяжелых элементов в метеоритах свидетельствуют о том, что существуют по крайней мере две разновидности r-процесса. Главный компонент r-процесса ответственен за происхождение тяжелых химических элементов с массовыми числами A > > 130, тогда как существование более легких элементов (A < 130) обязано слабому компоненту r-процесса (Вассербург и др., 1996; Вассербург, Киан, 2000).
Одним из наиболее перспективных для реализации r-процесса мест являются те сверхновые звезды, которые связаны с гравитационным коллапсом их центральных ядер на заключительных стадиях
Электронный адрес: nadezhin@mail.itep.ru
эволюции. К таким сверхновым относятся все типы сверхновых, за исключением термоядерных сверхновых типа 1а. Исследование условий, необходимых для осуществления г-процесса, может оказаться важным шагом на пути к выяснению пока еще до конца не понятого механизма разделения звезды на сколлапсировавшее ядро (нейтронную звезду или даже черную дыру) и выбрасываемую оболочку.
Гелиевый слой неоднократно предлагался как место для осуществления г-процесса. Одна из идей заключалась в том, чтобы использовать в качестве источника нейтронов реакцию 13С(а, п)16О, скорость которой резко увеличивается вследствие повышения температуры при прохождении ударной волны сквозь гелиевый слой. При этом, однако, для воспроизведения г-процесса в полном виде требуется недопустимо большая начальная концентрация изотопа 13С (Коуэн и др., 1985). Эта трудность остается, по-видимому, и при попытке объяснения таким же способом не всего г-процесса, а только его слабого компонента. Согласно работе Трурана, Коуэна (2000) в этом случае необходима началь-
435
3*
т/И&
Рис. 1. Химический состав гелиевого слоя для
15М© предсверхновой (концентрации по массе, Z =
= 0.000^©).
ная концентрация 13С > 0.01 (по массе). Это по-прежнему слишком большая величина. Детальные расчеты конечных стадий эволюции массивных звезд показывают, что изотоп 13С успевает практически полностью выгореть в гидростатически равновесных условиях, предшествующих гравитационному коллапсу и выбросу оболочки сверхновой (см. модели предсверхновых в базе данных Хегер и Вусли).
Другая возможностьосуществления г-процесса в гелиевом слое связана с появлением свободных нейтронов при расщеплении ядер гелия потоком нейтрино от коллапсирующего ядра звезды (Эп-штейн и др., 1988). Вусли и др. (1990), однако, показали, что большая часть этих нейтронов захватывается изотопами 12С, 16О и 14Ы, которые для звезд солнечного химического состава вносят основной вклад в металличность 2 как в начале эволюции звезды, так и на ее конечной стадии предсверхновой. В результате остается слишком мало нейтронов для инициирования г-процесса в гелиевом слое, расположенном в эволюционных моделях примерно между радиусами 4 х 109 и 3 х 1010 см. Подробный анализ этой проблемы (Надежин и др., 1998) привел к заключению, что для реализации г-процесса гелиевый слой должен располагаться значительно глубже — на радиусах <109 см.
В настоящей работе продемонстрирована возможность реализации по крайней мере слабого
Рис. 2. Химический состав гелиевого слоя для 75М© предсверхновой (концентрации по массе, Z = = 0.000^©).
компонента г-процесса в моделях предсверхно-вых с металличностью существенно меньшей, чем солнечная = 0.019. Это становится возможным благодаря тому, что в таких моделях при заданной интенсивности источника нейтронов возрастает отношение числа нейтронов к числу зародышевых ядер элементов группы железа. Кроме того, во внешней части гелиевого слоя таких моделей изначально низкие концентрации изотопов С, N и О уже не могут эффективно препятствовать развитию г-процесса.
ИСХОДНЫЕ ДАННЫЕ И МЕТОД РАСЧЁТА
Модели предсверхновых звезд с низкой метал-личностью 2 = 0.00012® и массами 15М® и 75М® были взяты из доступной в Интернете базы данных Хегер и Вусли. Предсверхновая 75М® была взята с целью выяснения чувствительности результатов к массе звезды. На рис. 1 и 2 показано распределение химического состава по массовой координате т в гелиевых слоях этих моделей. Нас интересуют внешние части этих слоев, где сохранились начальные концентрации химических элементов, кроме гелия и водорода: подслой т = (3.8—4.1)М® для модели 15М® и т = (32.8—33.7)М® для модели 75М®.
Для расчета нуклеосинтеза в этих областях мы использовали двухкодовый метод расчета ядерной кинетики (Надёжин и др., 1998; Надёжин, Панов, 2001). Первый код рассчитывает кинетику сорока наиболее важных изотопов легких элементов до
СЛАБЫЙ КОМПОНЕНТ г-ПРОЦЕССА
437
3.5 3.0 2.5
ад 2.0
1.5 1.0
85 95 105 115 125 135
Л
Рис. 3. Выходы тяжелых изотопов в зависимости от массового числа A для предсверхновой 15Mq (Еетр = = 1 х 1051 эрг). В среднем около 50 нейтронов было захвачено каждым исходным ядром железа.
24Mg, тогда как второй описывает кинетику около 1300 изотопов более тяжелых элементов вплоть до атомного номера 60 (Nd). Оба кода взаимодействуют посредством согласованного обмена свободными нейтронами и протонами.
Для расчета кинетики термоядерных реакций в первом коде использовались данные об их скоростях из работ Каулан, Фаулера ( 1988), Коуэна и др. (1991), Раушера, Тилеманна (2000), Ангуло и др. (1999). В рассчитывающем кинетику г-процесса втором коде использовались скорости нейтронного захвата, а также скорости парных реакций тяжелых ядер с протонами и альфа-частицами из компиляции Коуэна и др. (1991), где они были вычислены по теории Хаузера—Фешбаха. Скорости бета-распада, вычисленные в рамках QRPA-модели, а также величины ядерных масс, предсказываемые моделью FRDM, были взяты из работы Краца и др. (1993). Более подробные данные об уравнениях ядерной кинетики и способе их решения содержатся в работе Надежина и др. (1998).
Источником нейтронов является реакция неупругого рассеяния 4He(v, v'n)3He, в которой участвуют / и т нейтрино и антинейтрино, имеющие ферми—дираковские спектры с нулевым химическим потенциалом и температурой Tv = = 8 МэВ. Усредненное по спектру сечение неупругого рассеяния нейтрино (o4Hevn) рассчитывается как функция Tv по простой формуле (Надежин и др., 1998), аппроксимирующей численные данные детальных расчетов из работ Эпштейна и др. (1988) и Вусли и др. (1990). В нашем случае имеем (o4Hevn) = 4.25 х 10"43 см2 в расчете на одно ядро 4He.
0.5
© 1 1 1 1
\ Л * а -
\ /\ * * \/ \ А / \
- / * V \
1 * \/ V © V 1
0 © I
15М0; 0.0001Z0 1 1 1 1
30
35
40
45
50
Z
Рис. 4. Выходы тяжелых элементов в зависимости от атомного номера Z для предсверхновой 15М@ (Еетр = = 1 х 1051 эрг). Звездочки соответствуют наблюдениям бедной металлами звезды BD + 17°3248 (Коуэн и др., 2002). Показаны также солнечные распространенности некоторых элементов. Все данные произвольно смещены вдоль вертикальной оси, а значения У умножены на один и тот же масштабный множитель.
Нейтринная кривая блеска, параметры пересекающей гелиевый слой ударной волны и последующего расширения вещества (при заданной энергии взрыва сверхновой Еехр) были взяты из работ Надёжина (1978) и Надёжина, Депутовича (2002), соответственно.
РЕЗУЛЬТАТЫ
Результаты вычисления нейтринного нуклеосинтеза для звезды 15М© показаны на рис. 3, 4 и 5. Расчеты были выполнены для массовой зоны m = 3.84М©, отвечающей нижней границе рассматриваемого подслоя, которому соответствуют следующие начальные (до прихода ударной волны) значения радиуса, температуры и плотности: г = = 1.37 х 1010 см, T = 9.0 х 107 К, р = 49.2 г/см3. При энергии взрыва Eexp = 1051 эрг ударная волна приходит через 27 с после начала коллапса. Температура повышается до 3.0 х 108 К, а плотность увеличивается в ^7 раз. Характерное время последующего расширения и охлаждения вещества составляет ^20 с.
В указанной зоне начальные массовые концентрации изотопов 12C, 14N, 16O, 20Ne и элементов группы железа Fe составляют: X12с = 5.5 х 10_8, Xi4N = 1.3 х 10"6, Xi6O = 1.2 х 10"8, X20Ne = = 2.4 х 10"7 и XFe = 3.1 х 10"8, соответственно. Результаты расчета г-процесса, приведенные на
-10.0
-10.5
вд-11.0
-11.5
-12.0 60
1 15М0 / » 1
\/ \ / \ /\ ч/ Ь Я \ / \/' \ "1 г а д 1/' ч\
- Vд/ "у \ д » \ • \
- 75М0 0.0001г0
70
80
А
Рис. 5. Выходы тяжелых изотопов в зависимости от массового числа А для предсверхновых 15М© (Еетр = = 1 х 1051 эрг) и 75М© (Еехр = 1 х 1052 эрг). Соответственно около 14 и 17 нейтронов было захвачено на одно исходное ядро железа.
рис. 3 и рис. 4 соответствуют случаю, когда мы пренебрегли концентрациями всех указанны
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.