Вклад низкоэнергетичных уровней ядер в синтез нуклидов в звёздах
|
Введение.................................................................................................. 3
1. Основная часть.................................................................................... 7
1.1. Роль низкоэнергетичных ядерных состояний для астрофизических
процессов.................................................................................... 7
1.2. Значение низкоэнергетичных ядерных уровней в космохронологии........... 10
2. Приборы и установки, использованные в работе....................................... 17
2.1. Ионные ловушки Пеннинга............................................................. 17
2.2. Установка Shiptrap........................................................................ 20
3. Экспериментальная часть..................................................................... 22
3.1. Описание эксперимента по измерению разности масс нуклидов на установке
SHIPTRAP..................................................................... 22
3.2. Обработка результатов, полученных в экспериментах по определению Q-
значения..................................................................................... 22
3.3. Методы обработки данных, полученных в ходе экспериментов по
определению Q – значения.............................................................. 22
3.3.1. Метод соотношений.............................................................. 23
3.3.2. Полиномиальный метод......................................................... 24
3.4. Обработка результатов для пар нуклидов 113Cd-113In, 87Rb-87Sr.................. 27
3.5. Обсуждение полученных Q-значений для пар нуклидов 113Cd-113In, 87Rb-
87Sr............................................................................................ 29
Заключение............................................................................................. 32
Положения, выносимые на защиту............................................................... 33
Литература.............................................................................................. 34
1. Основная часть.................................................................................... 7
1.1. Роль низкоэнергетичных ядерных состояний для астрофизических
процессов.................................................................................... 7
1.2. Значение низкоэнергетичных ядерных уровней в космохронологии........... 10
2. Приборы и установки, использованные в работе....................................... 17
2.1. Ионные ловушки Пеннинга............................................................. 17
2.2. Установка Shiptrap........................................................................ 20
3. Экспериментальная часть..................................................................... 22
3.1. Описание эксперимента по измерению разности масс нуклидов на установке
SHIPTRAP..................................................................... 22
3.2. Обработка результатов, полученных в экспериментах по определению Q-
значения..................................................................................... 22
3.3. Методы обработки данных, полученных в ходе экспериментов по
определению Q – значения.............................................................. 22
3.3.1. Метод соотношений.............................................................. 23
3.3.2. Полиномиальный метод......................................................... 24
3.4. Обработка результатов для пар нуклидов 113Cd-113In, 87Rb-87Sr.................. 27
3.5. Обсуждение полученных Q-значений для пар нуклидов 113Cd-113In, 87Rb-
87Sr............................................................................................ 29
Заключение............................................................................................. 32
Положения, выносимые на защиту............................................................... 33
Литература.............................................................................................. 34
Одной из основополагающих задач астрофизики является анализ элементного состава
небесных тел и астрономических объектов, таких как планеты, звезды, астероиды, кометы
и туманности. Информация об элементном составе космических объектов является
материалом для построения новых теорий и моделей функционирования астрофизических
процессов, а при сравнение данных, полученных экспериментальным или
наблюдательным путем с данными, полученными из теоретических расчетов, можно
делать выводы о состоятельности теорий и расширять современные представления о вселенной.
Известно, что у 56Fe самая большая энергия связи на нуклон и потому, элементы, которые
могут образовываться в ходе соединения водорода или гелия с более тяжелыми ядрами
это - элементы до железа. Все остальные элементы образуются в ходе различных
астрофизических процессов.
На данный момент известно несколько типов таких процессов, происходящих в звёздах, в
ходе которых образуются ядра, тяжелее железа: s (slow) -процесс, r (rapid) - процесс, p
(proton) -, rp (rapid proton) - процессы [1].
S - процесс – это медленный последовательный c бета-распадом захват нейтронов [2]; r –
процесс быстрого захвата нейтронов (его скорость должна превышать скорость β –
распада) [3]; p и rp – процесс захвата протонов и процесс быстрого захвата протонов,
соответственно [4].
P- и rp- процессы вносят не существенный вклад в элементное образование, поэтому
работа сосредоточена на обсуждении s и r процессов.
S- и r- процессы вносят примерно равнозначный вклад в количество синтезируемых в
природе элементов. Так, около половины всех нуклидов тяжелее 56Fe составляют
продукты, полученные в ходе медленного захвата нейтронов (s- процесс) и примерно
такая же доля элементов была образована путем быстрого захвата нейтронов (r- процесс).
Очевидно, что сконцентрировав свой интерес на исследовании этих двух процессов, мы
можем получить наиболее исчерпывающую информацию об элементном и изотопном
составе небесных объектов, что удовлетворяет интересы астрофизики и может решать
актуальные задачи этой науки.
Однако, почему же наш интерес ограничен именно низковозбужденными состояниями
ядер, которые могут принимать участие в различных взрывных процессах в звёздах?
Дело в том, что возбужденные состояния ядер в горячих звездных условиях заселяются
согласно формуле Больцмана (1):
Pi = (2I∗ + 1) exp(− E∗/kT), (1)
где Pi – заселенность возбужденного уровня с энергией E∗ и спином I∗ при температуре T;
k = 8,6 ∙ 10−5 эВ ∙ К−1 постоянная Больцмана;
Согласно этой формуле, очевидно, что при температуре, соответствующей горячим
звездным условиям заселенность уровня происходит тем вероятнее, чем меньше энергия
заселяемого уровня, при этом, с ростом энергии вероятность заселенности
экспоненциально падает.
На Рисунке 1 представлены зависимость вероятности заселенности от энергии уровня.
Стоит отметить, что красная кривая соответствует температуре T = 3 ∙ 108K, что, в свою
очередь, является характерной температурой протекания s- процесса.
r- процесс представляет из себя взрыв и возникает при температуре T = 3 ∙ 109K , а
прерывается при T < 109K, что на графике изображено синей и зеленой кривыми, соответственно.
Нижняя кривая соответствует температуре T = 108K. При такой температуре и при
энергии возбуждения E = 400 кэВ, заселенность уровня составляет P ~ 10−21. Исходя из
этого, и зная, что земной температурой принято считать величину в 300 К, мы можем
сделать вывод, что при такой температуре заселенность возбужденных уровней становится
настолько незначительной, что мы можем полагать ее равно нулю. Такой же вывод можно
сделать и о высокоэнергетичных возбужденных состояниях при высокой температуре –
вклад их совершенно незначителен. Этими умозаключениями мы и можем объяснить свой
интерес именно к низковозбужденным состояниям. При высокой температуре такие
низколежащие уровни существуют и их распространённость во много раз превалирует над
земной. При определенных условиях (обсуждение и анализ которых будет проведен в ходе
изложения работы) вклад таких уровней в вероятность распада нуклида даже может
доминировать над основным состоянием.
Рисунок 1 – вероятность заселенности возбужденных ядерных уровней (P) согласно формуле Больцмана в
зависимости от энергии возбужденного уровня (E).
На Рисунке 2 наглядно представлено различие β - процессов, протекающих в земных и в
высокотемпературных звездных условиях.
Влияние существования значительного количества нуклидов в возбужденных состояниях
сказывается открытием каналов β – превращений, которые в земных условиях не
проявляются из-за значительно преобладающего гамма-излучения из возбуждённого
уровня, с которым не может конкурировать бета-распад.
Рассмотрим абстрактные материнское и дочернее ядра, каждое из которых представлены
основным и возбужденным состояниями (смотреть рисунок 2). Т.к. в земных условиях
ядра существуют только в основных состояниях, соответственно, переход возможен
только между ними.
Однако, существуют правила отбора по спину: разрешенными переходами являются
только те переходы, у которых изменение спина ∆I = 0, ±1. Остальные переходы
являются запрещенными (подавленными) и протекают в заторможенном порядке. На
Рисунке 2 переход между основными состояниями материнского и дочернего ядра
характеризуется ∆I = ±3, то есть переход течет заторможенно. Однако, в звездных
условиях существуют так же и возбужденные состояния (и у материнского и у дочернего
нуклидов). И, материнское ядро, существуя в возбужденном состоянии, может переходить
в возбужденное и в основное состояние дочернего ядра, потому как для первого перехода
∆I = 0, а для второго ∆I = ±1, то есть оба этих перехода являются разрешенными, что
усиливают вероятность их прохождения. В итоге, высокотемпературные условия
оказывают глобальное влияние на вероятности хода β – процессов, что, в свою очередь,
существенно воздействует на изменение эффективного периода бета-превращений нуклидов.
Рисунок 2 – сравнение путей распада нуклидов в земных и звездных условиях (штрихом обозначены основные
состояния нуклидов).
Таким образом, эффективный период бета превращений в космосе может существенно
разниться с тем, что был измерен в лабораторных условиях.
Невнимание к этому эффекту может привести к построению ошибочных теорий и гипотез
или привести к ложным выводам.
Знание того, как именно меняются вероятности и эффективный период влечет за собой
дополнение наших знаний о протекании s- процесса и о балансе распространенности
элементов, возникающих в этом процессе.
Для учета вышеперечисленных эффектов необходимо доподлинное знание энергии
переходов таких β – превращений из возбужденных состояний, что эквивалентно знанию
разности масс между их основными состояниями.
Прибор, способный достоверно определить это значение и обеспечить высокую точность
подобных измерений – ионная ловушка Пеннинга.
Целью настоящей работы является оценка влияния низковозбужденных ядерных
состояний на астрофизические процессы и изучение изменений свойств ядер,
находящихся в высокотемпературных звездных условиях. Это предлагается сделать на
основе изучения существования различных каналов β - переходов из возбужденных
состояний двух пар нуклидов 113Cd - 113In, 87Rb – 87Sr и изучения свойств этих переходов.
Для реализация этих целей было необходимо решить следующие задачи:
● Провести эксперимент, в котором было бы возможно достоверно и прецизионно
определить энергии β - переходов из возбужденных состояний нуклидов 113Cd ,113In
87Rb, 87Sr.
● Убедиться, что масс-спектрометр SHIPTRAP, на котором проводились измерения,
после смены своего расположения работает подобающим образом.
● Сравнить полученные данные с результатами, представленными ранее в
литературе и дать заключение, будут ли влиять новые полученные данные на
пересмотр каких-либо астрофизических теорий.
● Изучить и проанализировать пути распадов интересующих нас «космических»
нуклидов и дать заключение об изменении вероятностей β – переходов и
эффективного времени жизни из-за новых открывшихся каналов распада.
Актуальность работы обусловлена тем, что в ее ходе обсуждаются вопросы современной
астрофизики и пути получения новой достоверной информации, которая может служить
для расширения и дополнения современных представлений о течении различных
астрофизических процессов и того, как могут влиять на них высокотемпературные условия.
Научная новизна проведенного исследования заключается в том, что впервые детально и
исчерпывающе изучается влияние высокотемпературных звёздных условий для двух пар
потенциально интересных нуклидов 113Cd -113In и 87Rb - 87Sr.
Личный вклад:
● Участие в методическом процессе проверки функционирования установки
SHIPTRAP после смены геометрии её расположения. Этот процесс предшествовал
проведению эксперимента, описанного в настоящей работе;
● Оптимизация методологии работы с мишенями;
● Компиляция всех спектроскопических данных (энергетических, спиновых схем)
интересующих нас пар нуклидов;
● Анализ и обработка экспериментальных данных, получение результатов о
разностях масс.
небесных тел и астрономических объектов, таких как планеты, звезды, астероиды, кометы
и туманности. Информация об элементном составе космических объектов является
материалом для построения новых теорий и моделей функционирования астрофизических
процессов, а при сравнение данных, полученных экспериментальным или
наблюдательным путем с данными, полученными из теоретических расчетов, можно
делать выводы о состоятельности теорий и расширять современные представления о вселенной.
Известно, что у 56Fe самая большая энергия связи на нуклон и потому, элементы, которые
могут образовываться в ходе соединения водорода или гелия с более тяжелыми ядрами
это - элементы до железа. Все остальные элементы образуются в ходе различных
астрофизических процессов.
На данный момент известно несколько типов таких процессов, происходящих в звёздах, в
ходе которых образуются ядра, тяжелее железа: s (slow) -процесс, r (rapid) - процесс, p
(proton) -, rp (rapid proton) - процессы [1].
S - процесс – это медленный последовательный c бета-распадом захват нейтронов [2]; r –
процесс быстрого захвата нейтронов (его скорость должна превышать скорость β –
распада) [3]; p и rp – процесс захвата протонов и процесс быстрого захвата протонов,
соответственно [4].
P- и rp- процессы вносят не существенный вклад в элементное образование, поэтому
работа сосредоточена на обсуждении s и r процессов.
S- и r- процессы вносят примерно равнозначный вклад в количество синтезируемых в
природе элементов. Так, около половины всех нуклидов тяжелее 56Fe составляют
продукты, полученные в ходе медленного захвата нейтронов (s- процесс) и примерно
такая же доля элементов была образована путем быстрого захвата нейтронов (r- процесс).
Очевидно, что сконцентрировав свой интерес на исследовании этих двух процессов, мы
можем получить наиболее исчерпывающую информацию об элементном и изотопном
составе небесных объектов, что удовлетворяет интересы астрофизики и может решать
актуальные задачи этой науки.
Однако, почему же наш интерес ограничен именно низковозбужденными состояниями
ядер, которые могут принимать участие в различных взрывных процессах в звёздах?
Дело в том, что возбужденные состояния ядер в горячих звездных условиях заселяются
согласно формуле Больцмана (1):
Pi = (2I∗ + 1) exp(− E∗/kT), (1)
где Pi – заселенность возбужденного уровня с энергией E∗ и спином I∗ при температуре T;
k = 8,6 ∙ 10−5 эВ ∙ К−1 постоянная Больцмана;
Согласно этой формуле, очевидно, что при температуре, соответствующей горячим
звездным условиям заселенность уровня происходит тем вероятнее, чем меньше энергия
заселяемого уровня, при этом, с ростом энергии вероятность заселенности
экспоненциально падает.
На Рисунке 1 представлены зависимость вероятности заселенности от энергии уровня.
Стоит отметить, что красная кривая соответствует температуре T = 3 ∙ 108K, что, в свою
очередь, является характерной температурой протекания s- процесса.
r- процесс представляет из себя взрыв и возникает при температуре T = 3 ∙ 109K , а
прерывается при T < 109K, что на графике изображено синей и зеленой кривыми, соответственно.
Нижняя кривая соответствует температуре T = 108K. При такой температуре и при
энергии возбуждения E = 400 кэВ, заселенность уровня составляет P ~ 10−21. Исходя из
этого, и зная, что земной температурой принято считать величину в 300 К, мы можем
сделать вывод, что при такой температуре заселенность возбужденных уровней становится
настолько незначительной, что мы можем полагать ее равно нулю. Такой же вывод можно
сделать и о высокоэнергетичных возбужденных состояниях при высокой температуре –
вклад их совершенно незначителен. Этими умозаключениями мы и можем объяснить свой
интерес именно к низковозбужденным состояниям. При высокой температуре такие
низколежащие уровни существуют и их распространённость во много раз превалирует над
земной. При определенных условиях (обсуждение и анализ которых будет проведен в ходе
изложения работы) вклад таких уровней в вероятность распада нуклида даже может
доминировать над основным состоянием.
Рисунок 1 – вероятность заселенности возбужденных ядерных уровней (P) согласно формуле Больцмана в
зависимости от энергии возбужденного уровня (E).
На Рисунке 2 наглядно представлено различие β - процессов, протекающих в земных и в
высокотемпературных звездных условиях.
Влияние существования значительного количества нуклидов в возбужденных состояниях
сказывается открытием каналов β – превращений, которые в земных условиях не
проявляются из-за значительно преобладающего гамма-излучения из возбуждённого
уровня, с которым не может конкурировать бета-распад.
Рассмотрим абстрактные материнское и дочернее ядра, каждое из которых представлены
основным и возбужденным состояниями (смотреть рисунок 2). Т.к. в земных условиях
ядра существуют только в основных состояниях, соответственно, переход возможен
только между ними.
Однако, существуют правила отбора по спину: разрешенными переходами являются
только те переходы, у которых изменение спина ∆I = 0, ±1. Остальные переходы
являются запрещенными (подавленными) и протекают в заторможенном порядке. На
Рисунке 2 переход между основными состояниями материнского и дочернего ядра
характеризуется ∆I = ±3, то есть переход течет заторможенно. Однако, в звездных
условиях существуют так же и возбужденные состояния (и у материнского и у дочернего
нуклидов). И, материнское ядро, существуя в возбужденном состоянии, может переходить
в возбужденное и в основное состояние дочернего ядра, потому как для первого перехода
∆I = 0, а для второго ∆I = ±1, то есть оба этих перехода являются разрешенными, что
усиливают вероятность их прохождения. В итоге, высокотемпературные условия
оказывают глобальное влияние на вероятности хода β – процессов, что, в свою очередь,
существенно воздействует на изменение эффективного периода бета-превращений нуклидов.
Рисунок 2 – сравнение путей распада нуклидов в земных и звездных условиях (штрихом обозначены основные
состояния нуклидов).
Таким образом, эффективный период бета превращений в космосе может существенно
разниться с тем, что был измерен в лабораторных условиях.
Невнимание к этому эффекту может привести к построению ошибочных теорий и гипотез
или привести к ложным выводам.
Знание того, как именно меняются вероятности и эффективный период влечет за собой
дополнение наших знаний о протекании s- процесса и о балансе распространенности
элементов, возникающих в этом процессе.
Для учета вышеперечисленных эффектов необходимо доподлинное знание энергии
переходов таких β – превращений из возбужденных состояний, что эквивалентно знанию
разности масс между их основными состояниями.
Прибор, способный достоверно определить это значение и обеспечить высокую точность
подобных измерений – ионная ловушка Пеннинга.
Целью настоящей работы является оценка влияния низковозбужденных ядерных
состояний на астрофизические процессы и изучение изменений свойств ядер,
находящихся в высокотемпературных звездных условиях. Это предлагается сделать на
основе изучения существования различных каналов β - переходов из возбужденных
состояний двух пар нуклидов 113Cd - 113In, 87Rb – 87Sr и изучения свойств этих переходов.
Для реализация этих целей было необходимо решить следующие задачи:
● Провести эксперимент, в котором было бы возможно достоверно и прецизионно
определить энергии β - переходов из возбужденных состояний нуклидов 113Cd ,113In
87Rb, 87Sr.
● Убедиться, что масс-спектрометр SHIPTRAP, на котором проводились измерения,
после смены своего расположения работает подобающим образом.
● Сравнить полученные данные с результатами, представленными ранее в
литературе и дать заключение, будут ли влиять новые полученные данные на
пересмотр каких-либо астрофизических теорий.
● Изучить и проанализировать пути распадов интересующих нас «космических»
нуклидов и дать заключение об изменении вероятностей β – переходов и
эффективного времени жизни из-за новых открывшихся каналов распада.
Актуальность работы обусловлена тем, что в ее ходе обсуждаются вопросы современной
астрофизики и пути получения новой достоверной информации, которая может служить
для расширения и дополнения современных представлений о течении различных
астрофизических процессов и того, как могут влиять на них высокотемпературные условия.
Научная новизна проведенного исследования заключается в том, что впервые детально и
исчерпывающе изучается влияние высокотемпературных звёздных условий для двух пар
потенциально интересных нуклидов 113Cd -113In и 87Rb - 87Sr.
Личный вклад:
● Участие в методическом процессе проверки функционирования установки
SHIPTRAP после смены геометрии её расположения. Этот процесс предшествовал
проведению эксперимента, описанного в настоящей работе;
● Оптимизация методологии работы с мишенями;
● Компиляция всех спектроскопических данных (энергетических, спиновых схем)
интересующих нас пар нуклидов;
● Анализ и обработка экспериментальных данных, получение результатов о
разностях масс.
В ходе настоящей работы было рассмотрено влияние низкоэнергетичных возбужденных
ядерных уровней на различные астрофизические процессы. Было наглядно
продемонстрировано, каким способом эти поправки могут быть учтены и как могут
расширить наши знания о некоторых процессах, происходящих во вселенной.
Были рассмотрены схемы распадов нуклидов, которые появились в ходе различных
астрофизических процессов и приведены оценки того, какие из возбужденных состояний
наиболее сильно будут влиять (и будут ли вообще) на эффективный период жизни
нуклида и как сильно они отличаются от периодов полураспада, определенных в земных условиях.
Так, например, для 87Rb не выявлено разительных отличий от периода полураспада
наблюдаемого в земных условиях, однако, для 113Cd были обнаружены изменения
эффективного периода на величины, вплоть до 1011 .
В ходе работы был проведен эксперимент по определению разностей масс двух пар
нуклидов 113Cd – 113In и 87Rb – 87Sr. Использование в работе ионных ловушек Пеннинга
обеспечило высокую надежность и точность проводимых исследований. Такие измерения
следует считать необходимыми в связи с малыми величинами энергий переходов,
неточные знания которых могло бы повлиять на энергетический баланс и определение
эффективного периода полураспада нуклидов в космосе.
Так же результатом проведенных исследований следует считать обработку полученных
экспериментальных данных. Для обработки полученного материала были применены два
различных метода и проведен анализ их пригодности и применимости для различных
случаев, отмечены преимущества и недостатки каждого из них.
В заключение, хочется отметить, что на момент, когда было спланировано и решено
провести эксперимент по определению разности масс пар нуклидов 87Rb – 87Sr в
литературе был представлен результат, который соответствует значению в справочнике
[21]. Перед нами стояла цель повысить точность этого значения, и, как видно из Таблицы
4, эта цель была нами достигнута. Однако, в то время, когда наша работа уже велась, было
опубликовано другое значение для этих нуклидов [22]. И превзойти точность этого
эксперимента не оказалось возможным из-за недостаточно набранной статистики.
ядерных уровней на различные астрофизические процессы. Было наглядно
продемонстрировано, каким способом эти поправки могут быть учтены и как могут
расширить наши знания о некоторых процессах, происходящих во вселенной.
Были рассмотрены схемы распадов нуклидов, которые появились в ходе различных
астрофизических процессов и приведены оценки того, какие из возбужденных состояний
наиболее сильно будут влиять (и будут ли вообще) на эффективный период жизни
нуклида и как сильно они отличаются от периодов полураспада, определенных в земных условиях.
Так, например, для 87Rb не выявлено разительных отличий от периода полураспада
наблюдаемого в земных условиях, однако, для 113Cd были обнаружены изменения
эффективного периода на величины, вплоть до 1011 .
В ходе работы был проведен эксперимент по определению разностей масс двух пар
нуклидов 113Cd – 113In и 87Rb – 87Sr. Использование в работе ионных ловушек Пеннинга
обеспечило высокую надежность и точность проводимых исследований. Такие измерения
следует считать необходимыми в связи с малыми величинами энергий переходов,
неточные знания которых могло бы повлиять на энергетический баланс и определение
эффективного периода полураспада нуклидов в космосе.
Так же результатом проведенных исследований следует считать обработку полученных
экспериментальных данных. Для обработки полученного материала были применены два
различных метода и проведен анализ их пригодности и применимости для различных
случаев, отмечены преимущества и недостатки каждого из них.
В заключение, хочется отметить, что на момент, когда было спланировано и решено
провести эксперимент по определению разности масс пар нуклидов 87Rb – 87Sr в
литературе был представлен результат, который соответствует значению в справочнике
[21]. Перед нами стояла цель повысить точность этого значения, и, как видно из Таблицы
4, эта цель была нами достигнута. Однако, в то время, когда наша работа уже велась, было
опубликовано другое значение для этих нуклидов [22]. И превзойти точность этого
эксперимента не оказалось возможным из-за недостаточно набранной статистики.
