Бета-процессы в интенсивном тепловом поле и модель процесса синтеза p-элементов в массивных звездах

• Автор: Аль Хаяли Имад Ахмед Хуссейн
• Шифр специальности: 01.04.02
• Научная степень: Кандидатская
• Год защиты: 2013
• Место защиты: Воронеж
• Количество страниц: 106 с. : ил.

Содержание
Введение

1. Влияние сильно нагретой среды на бета-процессы

1.1. Эффекты, влияющие на скорости бета-распадных процессов в нагретой среде

1.1.1. Термические бета-процессы

1.1.2. Фотобета-процессы

1.1.3. Наличие свободных электронов в веществе

1.1.4. Ионизация атомов и ядерный электронный захват

1.1.5. Электронный захват свободных электронов

1.2. Скорости бета-процессов в сильно нагретой среде

1.2.1. Электронный /1-распад

1.2.2. Позитронный /1-распад
1.2.3. Электронный /Т-захват
1.2.4. Электронный захват ядром свободных электронов
1.2.5. Электронный фотобета-распад
1.3. Оценка значимости эффектов, обусловленных влиянием среды 1.
1.4. Приближение для расчета ядерных матричных элементов бета-переходов
1.5. Выводы к главе
2. Воздействие высокотемпературного поля на процессы нуклеосинтеза “проблемных” р-изотопов ш1п, ш8п, 92,94Мо, 46,98 Я и в массивных звездах
2.1. Особенности бета-распада нечетных изотопов пзСб, ш1пи синтез р-изотопов ш1п и И;>8п в массивных звездах
2.1.1. Термические ^-переходы
2.1.2. Фотобета-переходы
2.2. Роль термических и фотобета-переходов в синтезе «проблемных» р-изотопов 92,94Мо, %,<>8Ки в звездном веществе
2.2.1. Роль термического /1-распада
2.2.2. Роль фотобета-распада
2.3. Выводы к главе
3. Изменение распадных характеристик бета-стабильных и мульти-бета-распадных нуклидов в сильно нагретой среде
3.1. Стимулирование бета-распада стабильных четно-четных ядер интенсивным тепловым полем
3.2. Изменение характеристик мультибета-распадных ядер в сильно нагретом веществе массивных звезд
3.3. Выводы к главе

4. Физическая модель для решения проблемы синтеза р-ядер в массивных звездах на квазиравновесных этапах их эволюции
4.1. Обзор литературы по проблеме синтезар-ядер
4.2. Проблема синтеза р-ядер и физическая модель для ее решения
4.2.1. Исходные положения модели процесса синтеза р-изотопов по Д-распадным каналам
4.2.2. Уравнения модели и их решение
4.3. Исследование процесса синтеза р-ядер на квазиравновесных этапах эволюции массивных звезд
4.3.1. Стадия горения кислорода
4.3.2. Стадия горения кремния
4.4. Роль ионизации атомных оболочек в сильно нагретом веществе в процессе синтезар-ядер
4.5. Границы применимости моделей, использующих закон радиоактивного распада
4.6. Выводы к главе
Заключение
Список литературы

ВВЕДЕНИЕ
Актуальность работы
Фундаментальная проблема происхождения химических элементов в процессе эволюции звезд является главной в ядерной астрофизике. Этой проблеме и разнообразным подходам к ее решению посвящено довольно много обзорных статей и других научных изданий (смотри, например, [1-6]). Основные направления ее решения были определены в ключевой работе [1], а результаты, полученные впоследствии за 45 лет исследований, были проанализированы в работах [2] и [6]. Выяснилось, что главную роль в нуклеосинтезе играют s- и г-процессы (реализация последнего происходит на взрывном этапе эволюции звезды). Это есть процессы медленного (slow) и быстрого (rapid) захвата нейтронов ядрами, которые конкурируют с бета-распадом ядер-продуктов этого захвата. Именно они ответственны за синтез большинства средних и тяжелых стабильных ядер за «железным» максимумом (это изотопы с зарядовыми числами большими, чем у железа). Конечно, определенную роль на разных этапах эволюции звезды или при нуклеосинтезе каких-то конкретных элементов могут играть и другие процессы. Это захват протонов (^-процесс) или альфа-частиц (a-процесс), электронный захват, фотоядерные реакции, реакции с участием нейтрино (о- и нр-процессы) и др. Однако, как правило, для их реализации требуются специфические условия, а они не всегда выполняются на квазиравновесных этапах эволюции массивной звезды.
Одновременно с разработкой стандартной теории процесса нуклеосинтеза в звездах возникла так называемая проблема «обойденных» изотопов. Для стабильных х- и г-ядер предлагаемые стандартной теорией физические механизмы, в принципе, позволяют получить их наблюдаемые «солнечные» распространенности. Однако есть категория стабильных ядер (их 33 в диапазоне массовых чисел от 74 до 196), распространенности которых стандартная теория нуклеосинтеза не может объяснить [1, 2]. Это стабильные

Энергии уровней даны в кэВ, стрелками показаны /3-переходы, учтенные в расчетах Рис. 2.1, а - Схема уровней ядер 1 ЬС<3 и '1 [п, Qp = 322 кэВ;