ПИКНОЯ́ДЕРНЫЕ РЕА́КЦИИ

ПИКНОЯ́ДЕРНЫЕ РЕА́КЦИИ (от греч. πυϰνός – плот­ный), ре­ак­ции син­те­за атом­ных ядер, про­те­каю­щие в хо­лод­ном и очень плот­ном кри­стал­лич. ве­ще­ст­ве за счёт ну­ле­вых ко­ле­ба­ний ядер кри­стал­лич. ре­шёт­ки. Ско­рость П. р. не за­ви­сит от темп-ры, но за­ви­сит от плот­но­сти ве­ще­ст­ва. Для то­го что­бы всту­пить в ре­акцию, взаи­мо­дей­ст­вую­щие яд­ра долж­ны тун­не­ли­ро­вать (см. Тун­нель­ный эф­фект) сквозь ку­ло­нов­ский энер­ге­тич. барь­ер, обу­слов­лен­ный элек­тро­ста­тич. от­тал­ки­ва­ни­ем ядер. При вы­со­ких темп-рах барь­ер пре­одо­ле­ва­ет­ся за счёт те­п­ло­во­го дви­же­ния ядер в ре­жи­ме тер­мо­ядер­ных ре­ак­ций, при низ­ких темп-рах – за счёт ну­ле­вых ко­ле­ба­ний в ре­жи­ме П. р. Пе­ре­ход от од­но­го ре­жима к дру­го­му про­ис­хо­дит плав­но при темп-рах $T$, при­мер­но рав­ных Де­бая тем­пе­ра­ту­ре $θ≈\hbar ω/k$, где $ω$ – ха­рак­тер­ная час­то­та ко­ле­ба­ний ядер в ре­шёт­ке, $\hbar$ – по­сто­ян­ная План­ка, $k$ – по­сто­ян­ная Больц­ма­на. Ско­рость П. р. (чис­ло ре­ак­ций в еди­ни­це объ­ё­ма в еди­ни­цу вре­ме­ни) в зна­чит. ме­ре оп­ре­де­ля­ет­ся ве­ро­ят­но­стью $P$ тун­не­ли­ро­ва­ния ядер сквозь ку­ло­нов­ский барь­ер: $P=\exp(–S)$, где $S≈(d/a)^2$, $d$ – рас­стоя­ние ме­ж­ду со­сед­ни­ми яд­ра­ми в ре­шёт­ке, $a≈\sqrt{\hbar/mω}$ – ампли­ту­да ну­ле­вых ко­ле­ба­ний, $m$ – мас­са яд­ра. В зем­ных ус­ло­ви­ях $d≫a$, в си­лу че­го $P≪1$ и ско­рость П. р. пре­неб­режи­мо ма­ла. П. р. мо­гут иг­рать су­ще­ст­вен­ную роль в очень плот­ном ве­ще­ст­ве звёзд – в яд­рах бе­лых кар­ли­ков и обо­лоч­ках ней­трон­ных звёзд, где плот­ность дос­ти­га­ет 10¹²–10¹⁷ кг/м³. Со­глас­но рас­чё­там, с рос­том плот­но­сти $ρ$ от­но­ше­ние $(d/a)^2$ па­да­ет (при­мер­но как $ρ^{–1/6}$), ве­ро­ят­ность тун­не­ли­ро­ва­ния воз­рас­та­ет, ско­рость П. р. экс­по­нен­ци­аль­но рас­тёт, ве­ще­ст­во на­чи­на­ет «го­реть» в П. р. (да­же при $T→0$). Так, при уве­ли­че­нии плот­но­сти ве­ще­ст­ва от 10¹¹ кг/м³ до 10¹⁴ кг/м³ ха­рак­тер­ное вре­мя «сго­ра­ния» (слия­ния) ядер уг­ле­ро­да $^{12}\ce{C}$ из­ме­ня­ет­ся от вре­ме­ни, зна­чи­тель­но пре­вы­шаю­ще­го воз­раст Все­лен­ной, до до­лей се­кун­ды. Бо­лее тя­жё­лые яд­ра «сго­ра­ют» в П. р. при бо­лее вы­со­ких плот­но­стях.

В не­ко­то­рых тес­ных двой­ных сис­те­мах, со­стоя­щих из ней­трон­ной звез­ды и обыч­ной звез­ды ма­лой мас­сы, ней­трон­ная звез­да при­тя­ги­ва­ет ве­ще­ст­во ком­пань­о­на и вы­зы­ва­ет эпи­зо­дич. ак­кре­цию ве­ще­ст­ва на свою по­верх­ность. По­пав на ней­трон­ную звез­ду, это ве­ще­ст­во сжи­ма­ет­ся под ве­сом вновь ак­кре­ци­ро­ван­но­го ве­ще­ст­ва. Сжа­тие вы­зы­ва­ет ядер­ные пре­вра­ще­ния, вклю­чая П. р. Вы­де­ляе­мая при этом энер­гия обес­пе­чи­ва­ет глу­бо­кий про­грев обо­лоч­ки звез­ды. Этим про­гре­вом объ­яс­ня­ют рент­ге­нов­ское из­лу­че­ние ней­трон­ных звёзд, на­блю­дае­мое в те пе­рио­ды, ко­гда ак­кре­ция не про­ис­хо­дит. На­блю­дае­мое из­лу­че­ние т. н. рент­ге­нов­ских тран­зи­ент­ных ис­точ­ни­ков (ко­то­рые, как счи­та­ют, яв­ля­ют­ся имен­но та­ки­ми сис­те­ма­ми) под­твер­жда­ет на­ли­чие П. р. в ней­трон­ных звёз­дах и ис­поль­зу­ет­ся для ис­сле­до­ва­ния пло­хо изу­чен­ных свойств сверх­плот­но­го ве­ще­ст­ва в яд­рах ней­трон­ных звёзд.

Идея П. р. вы­дви­ну­та Г. А. Га­мо­вым в 1938. Пер­вые рас­чё­ты ско­ро­сти П. р. вы­пол­нил амер. учё­ный У. Уайл­д­хек (опубл. в 1940). Наи­бо­лее де­таль­ный рас­чёт ско­ро­сти П. р. про­из­ве­ли амер. ас­т­ро­фи­зи­ки Э. Сол­пи­тер и X. ван Хорн в 1969. Стро­гий рас­чёт ско­ро­сти П. р. очень сло­жен, по­сколь­ку ве­ли­чи­на ку­ло­нов­ско­го барь­е­ра оп­ре­де­ля­ет­ся не толь­ко яд­ра­ми, всту­паю­щи­ми в ре­ак­цию, но и со­сед­ни­ми яд­ра­ми кри­стал­лич. ре­шёт­ки.