Как измерение криптона-88 улучшило модели образования стронция в древних звёздах

Очень старые звёзды сохраняют химические следы ранних поколений звёзд и протекавшего в них нуклеосинтеза. В некоторых из них модели i-процесса — промежуточного процесса захвата нейтронов — неплохо воспроизводили содержание соседних элементов, иттрия и циркония, но предсказывали слишком мало стронция. Новое экспериментальное исследование криптона-88 устраняет одну из главных причин этого расхождения. 8

Проблема «недостающего» стронция

Стандартные механизмы образования тяжёлых элементов — r-, s- и p-процессы — не могли полностью объяснить необычные соотношения элементов, наблюдаемые в части древних звёзд. i-процесс выглядел перспективной альтернативой, но его расчёты занижали содержание стронция по сравнению с астрономическими данными, хотя для иттрия и циркония результаты были лучше. 8

Критической неизвестной была скорость, с которой изотоп криптон-88 захватывает нейтрон и превращается в криптон-89: ^88Kr(n,γ)^89Kr. Неопределённость этой скорости распространяется по всей сети ядерных реакций, от которой зависит итоговое количество стронция.

Как удалось провести измерение

Прямо измерить захват нейтронов короткоживущими радиоактивными ядрами чрезвычайно трудно. Поэтому международная группа выбрала косвенный метод: на установке ATLAS Аргоннской национальной лаборатории был получен криптон-89, после чего учёные проанализировали гамма-излучение при его распаде с помощью детектора Summing NaI (SuN). На основании этих данных они ограничили параметры обратной, астрофизически важной реакции для криптона-88. 10

Главный результат — не только новая оценка скорости, но и заметно более узкий диапазон её возможных значений. Неопределённость снизилась с как минимум восьмикратной до примерно трёхкратной. Кроме того, измеренная скорость оказалась ниже теоретической оценки, которую ранее широко использовали в моделях. 10

Почему меньшая скорость даёт больше стронция

В моделях i-процесса реакция с криптоном-88 влияет на то, как вещество проходит по цепочке ядерных превращений. При меньшей скорости захвата нейтрона большая доля вещества идёт по путям, которые в конечном счёте приводят к образованию стронция.

В результате расчётное содержание стронция повышается, а неопределённость, связанная именно с этой реакцией, существенно сокращается. Авторы называют результат возможным решением проблемы недопроизводства стронция в моделях i-процесса, но не окончательным доказательством того, что конкретный астрофизический источник уже установлен. 8

На какие вопросы измерение пока не отвечает

Новые ядерные данные укрепляют позиции i-процесса как объяснения наблюдаемых соотношений элементов, однако сами по себе не указывают на единственный тип звезды или конкретный астрофизический сценарий. Измерение ограничивает важную ядерную неопределённость, но не задаёт все условия внутри звезды, где мог бы происходить этот процесс. 8

Кроме того, в сетях реакций остаются другие ядерные неопределённости. Поэтому лучшее согласие по стронцию ещё не означает, что одна модель уже объясняет каждый элемент во всех древних звёздах.

Что будут изучать дальше

Более точные данные по криптону-88 позволят яснее исследовать несколько ключевых вопросов:

• Где происходит i-процесс? Остаётся выяснить, в каких звёздных средах могут формироваться наблюдаемые наборы элементов.
• Какие условия для него нужны? Модели смогут строже проверять роль плотности нейтронов, температуры, продолжительности процесса и перемешивания вещества в звезде.
• Какие реакции остаются самым слабым звеном? Понадобятся целевые измерения других нестабильных ядер, чтобы уменьшить оставшиеся неопределённости в расчётах выхода стронция и более тяжёлых элементов.
• Сможет ли единая модель воспроизвести весь набор элементов? Ключевая проверка — одновременно объяснить в одних и тех же древних звёздах содержания стронция, иттрия, циркония и более тяжёлых элементов.

Ценность измерения именно в том, что оно превращает крупный и плохо контролируемый пробел в ядерной физике в меньшую, количественно определённую неопределённость. Благодаря этому сравнение наблюдений звёзд с моделями i-процесса становится значительно более информативным. 810