ядерная физика
.pdf
Прямые ядерные реакции
Экспериментальные угловые распределения для различных состояний конечного ядра 59Ni, возбуждаемых в реакции 58Ni(d,p)59Ni при энергии Ed = 15 МэВ, и результаты расчетов по методу искаженных волн. Все четыре случая различаются передачей орбитального момента l.
Прямые ядерные реакции
|
|
|
|
|
|
|
Уровень |
nчаст/(2j+1) |
Уровень |
nчаст/(2j+1) |
|
|
|
|
|
|
|
|
2g9/2 |
0.7 |
3p1/2 |
1.1 |
|
|
1i11/2 |
0.9 |
2f3/2 |
1.2 |
|
|
1j15/2 |
1.1 |
3p3/2 |
0.9 |
|
|
3d5/2 |
1.0 |
1i13/2 |
1.0 |
|
|
4s1/2 |
0.9 |
2f7/2 |
0.8 |
|
|
2g7/2 |
1.2 |
1h9/2 |
1.0 |
|
|
3d3/2 |
1.2 |
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
Степень заполнения нейтронных одночастичных уровней в ядре изотопа 208Pb, n - среднее число частиц либо дырок на уровне
Составное ядро
При столкновении ядер образуется большее по размерам составное ядро, которое представляет собой высоковозбужденное состояние, возникающее в результате слияния ядер
Спустя короткое время составное ядро распадается
На стадии составного ядра
полностью теряется информация
о типе падающих ядер (или частиц)
Сечение процесса может быть представлено в виде двух независимых сомножителей, зависящих от начального и конечного состояний
Составное ядро
Множественная эмиссия нейтронов из распада составного ядра
Составное ядро
Угловые распределения протонов с энергией 3.3 МэВ из реакций (α,p) - верхняя кривая и (p,p') - нижняя кривая. В том и другом случае возбуждается одно и то же составное ядро 59Co с одной и той же энергией возбуждения. Видно, что анизотропия в случае реакции вызванной α- частицами с энергией 20.7 МэВ больше, чем в случае использования протонов с энергией 16.33 МэВ.
Большой Взрыв
Реакции первичного нуклеосинтеза
Первые минуты Вселенной
CNO - цикл
В цикле ядро 12С и четыре протона преобразовываются в 12С и α- частицу
Выход энергии в реакции 4p→4Не равен 26.7 МэВ
Около 25 МэВ идет на нагрев звезды, а остальное уносится нейтрино
В холодных звездах большее значение имеет цикл водородного горения - pp-цикл
pp - цикл
Выход энергии в реакции 4p→4Не равен 26.7 МэВ (как и в CNO-цикле)
Для вычисления скоростей реакции необходимо знать: а) распределение температур внутри Солнца б) эффективные сечения для
указанных реакций вплоть до энергий порядка 14 106 К (несколько кэВ)
p |
|
|
|
p |
|
2H |
|
|
2H |
||
p |
|
|
|
p |
|
p |
3He |
3He |
p |
||
|
|
p |
|
|
|
|
p |
4He |
|
3He |
|
|
|
|
|
||
|
Происхождение элементов |
|||
Z |
S-процесс |
|
|
|
50 |
|
|
|
|
45 |
|
|
Низкая интенсивность |
|
|
|
захвата нейтронов |
|
|
|
|
|
|
|
Z |
60 |
65 |
70 |
N |
50 |
R-процесс |
|
|
|
|
|
|
|
|
45 |
|
|
Высокая интенсивность |
|
|
|
захвата нейтронов |
|
|
|
|
|
|
|
60 |
65 |
70 |
N |