Astrofizică nucleară

In ultimile decenii, in domeniul nuclear, astrofizica nucleara si-a extins sfera sa de aplicatie si de semnificatie. S-a dezvoltat intr-un camp interdisciplinar puternic in suprapunere cu astronomia, astrofizica, domeniul nuclear si particulele fizice. Site-urile astrofizice investigate includ si Universul timpuriu, stabil(hidrostatic)arderea si evolutia de obiecte stelare. Evenimentele explozive in sistemele unice si binare, cum ar fi novae, supernovae, declansatorii razelor X sau medii de injectie, jeturi radioactive sau dense de materie sunt de asemenea studiate.

Intelegerea proceselor nucleare este de asemenea importanta pentru evolutia chimica galactica, schimbarea elementara de abundenta in galaxie cu timpul. Ecuatia nucleara de stat este a treia legatura importanta intre fizica si astrofizica, in plus pentru generatia energiei si nucleosinteza. Materia ia densitatea nucleara si mai mult este intalnita in stelele neutronice si in timpul formarii gaurilor negre.

Investigatii in Astrofizica Nucleara implica nuclee stabile dar si foarte instabile. In unele cazuri, se pune accent pe cateva reactii cheie, in alte mii de nuclee si zeci de mii de reactii in retele de reactie prelungita sunt implicate. Faptul ca fizica nucleara este atat de strans legata de rezultatele astrofizice face ca acest domeniu interdisciplinar interesant. Nu numai detaliile din finalul randamentelor abundentei sunt determinate de reactiile nucleare ci si, o mare parte din dinamica. In cele ce urmeaza, vom prezenta o selecţie de medii astrofizice pentru a ilustra principalele probleme.

ETAPELE DE ARDERE HIDROSTATICA

O stea care incearca sa stabileasca echilibru intre presiunea radiatiei si colapsul gravitational va trece printr-o serie de etape de ardere, permitand reactii care implica nuclee cu rata de crestere la temperaturi mai ridicate. Arderea H, prima etapa de ardere, implica o retea mica de reactii in lanturi pp(originea de neutrini solari) si cicluri CNO. Exemple celebre pentru reactii-cheie in faza a doua de ardere , arderea He, sunt reactiile (reactie tripla alfa) si . Pentru reactia tripla alfa existenta unei rezonante la energia relevanta pentru temperaturile stelare He de ardere (T=1-2x10⁸K) a fost prezisa deoarece elementele vitale cum ar fi C si O nu ar exista altfel. Aceasta previziune din primele zile ale astrofizicii nucleare , mai tarziu a fost confirmata printr-un experiment de fizica nucleara. Reactia a fost uneori numita problema majora in astrofizica nucleara. Deoarece determina ratia C pana la O, soarta unei stele in fazele ei tardive este foarte sensibila la actuala valoare a acestei ratii. Totusi este stabil si reactia a fost bine studiata la energii E≥2.4 MeV, nu a fost masurata la energia relevanta de 300keV din cauza sectiunii transversale scazute de energie la nivel sub-Coulomb. Un tratament teroretic nu poate oferi precizia necesara mai buna decat 10% deoarece sectiunea transversala a acestei energii este determinata de interferentele varfurilor celor trei rezonante. Desi temperaturile unor etape timpurii de ardere sunt de ordinul 10⁷-10⁸Kelvin, energiile interactionarii rezultate sunt chiar destul de mici, deseori sub bariera Coulomb. Aceasta duce la probleme in predictie, la fel ca masuraturile reactiilor particulelor incarcate transversal chiar si pentru nuclee. Laboratoare subsol, cum ar fi LUNA din muntii Gran Sasso din Italia fac avansuri pentru reactiile pe nuclee de lumina prin reducerea in mod semnificativ de fond.

Etapele de ardere tardive, cum ar fi Ne- si Si- , scoate la expozitie temperaturi mai ridicate, permit fotodezintegrarea ca o alternativa la reactii de fuziune. Un numar mare de nuclee este implicat dar captarea si reactiile de fotodezintegrare pot sa se echilibreze, ducand la o simplificare a retelelor de reactie. De exemplu, SI-ardere se termina cu reactiile nucleare intr-un echilibru chimic complet(echilibru statistic nuclear) minimizand energia totala de combinare cu o distributie abundenta in jurul Fe. Astfel, secventa de ardere pe etape s-a incheiat. Stelele de masa usoara (cum ar fi Soarele) nici nu ar atinge arderea Ne-, ca in cazul in care stele cu mase in intervalul 8 ≤ M ≤ 25 care trec printr-un colaps al miezului de Fe, conducand la un tip de 11, de explozie, supernova la formarea unei stele neutronice.