< Previous | Contents | Next >
Важной характеристикой ядерной реакции является скорость ее протекания при заданной температуре среды. Скоростью реакции называют вероятность ее протекания в единицу времени на единицу количества каждого исходного изотопа. Эта величина необходима для расчета эволюции ядерной системы, так как явно входит в уравнение эволюции концентрации изотопа.
Скорость реакции вычисляется интегрированием сечений процесса по энер- гетическим распределениям исходных ядер при заданной температуре. Основ- ная неопределенность состоит в получении величин сечений. Астрофизические ядерные реакции протекают через сильно возбужденные состояния ядер, их невозможно воспроизвести в лабораторных условиях, поэтому сечения прихо- дится рассчитывать из теоретических моделей, причем верифицировать резуль- таты не представляется возможным.
Окончательное выражение для расчета скорости протекания ядерной реак- ции при температуре T имеет следующий вид:
λ(T ) = 8 NA
∞ (2Iµ + 1)
σµ(E)E exp
E + Eµ
x
−
dE, (1)
πm (kT )3/2G(T ) 0
(2I0 + 1) kT
µ
x
E
где m - приведенная масса налетающей частицы и ядра-мишени, NA - число Авогадро, k - постоянная Больцмана, µ = 0, 1, ... - состояние рождающегося ядра, Iµ - соответствующий этому состоянию спин, σµ(E) - сечение рождения ядра в этом состоянии, Eµ - энергия возбуждения. Статистическая сумма G(T ) рассчитывается по формуле
G(T ) =
(2Iµ + 1)
(2I0 + 1)
exp
µ
x
− kT
µ
В настоящем разделе проводится серия расчетов звездного r-процесса, от- личающихся выбором моделей в расчете сечений некоторых реакций. Разница между результатами симуляций продемонстрирует, насколько велика неопреде- ленность, вносимая в расчет r-процесса вычислением характеристик нейтроно- избыточных изотопов при помощи различных теоретических моделей.