8) Visokoenergijska nuklearna astrofizika - phy

Nuklearna astrofizika
Matko Milin
Fizički odsjek
Prirodoslovno-matematički fakultet
Sveučilišta u Zagrebu
10. veljače 2011.

8
Visokoenergijska astrofizika
8.1 Nukleosinteza kozmičkim zrakama
8.1.1 Reakcije rasprskavanja (spalacije)
Općenito, rasprskavanje ili spalacija je proces u kojem se neki objekta pri sudaru rasprsne
u više malih objekata i eventualno jedan veći. U nuklearnoj fizici pod tim se pojmom obično
podrazumijeva proces u kojem srednje teška jezgra (npr. 16 O) emitira velih broj nukleona nakon
udara visoko-energijskog protona ili nekog drugog jednostavnog projektila.
Do spalacije dolazi svugdje gdje su jezgre izložene utjecaju kozmičkih zraka. Štoviše, sastav
kozmičkih zraka pokazuje da su i one dobrim dijelom rezultat spalacije: udio lakih elemenata litija,
bora i berilija u kozmičkim zrakama puno je veći od prosječnog, a vjeruje se da su ti elementi nastali
spalacijom kisika, dušika, ugljika i možda silicija.
Nuklearna spalacija se koristi i za proizvodnju snopova neutrona pomoću akceleratora nabijenih
čestica. Korištenjem debelih meta žive, tantala i sl. po svakom upadnom protonu nastaje 20 do 30
neutrona. Ovo je bitno skuplji način stvaranja neutrona od fisije, ali moguće je koristi pulsirani
snop protona (pa tako dobiti neutrone dobro definirane u vremenu), što je velika prednost!
8.1.2 Nukleosinteza kozmičkim zrakama
Neke stabilne lake jezgre iznimno su slabo vezane i praktički sve nestaju u fazi prije gorenja
vodika u zvijezdama; njihov je popis dan u tablici 8.1. Osim deuterija, riječ je ujedno o jezgrama
koje se praktički uopće ne pojavljuju u mrežama reakcija za bilo koju fazu stelarnog gorenja - sve
ove jezgre, dakle, u ununtrašnjosti zvijezda samo nestaju, pa očekujemo da mora postojati neka
druga lokacija njihovog nastanka.
Nuklid Destrukcija na T 6 >
2 D (p,γ) 3 He 0.5
6 Li (p,α) 3 He 2
7 Li (p,α) 4 He 2.5
9 Be (p,γ) 6 Li 3.5
(p,d) 8 Be 3.5
10 B (p,α) 7 Be 5.3
11 B (p,α)2 4 He 5
Tablica 8.1: Nuklearne reakcije kojima se uništavaju pojedini nuklidi i minimalne za to potrebne
temperature.
Treba naglasiti i to da manje-više svi nuklidi iz tablice 8.1 nastaju u ranom Svemiru (vidi
poglavlje 5.3.4), ali da je njihova količina na kraju prvobitne nukleosinteze zanemarivo malena
108

8. VISOKOENERGIJSKA ASTROFIZIKA 109
naspram današnjih zastupljenosti (u Sunčevom susjedstvu, vidi poglavlje 2.6.
Današnja nuklearna astrofizika s velikom pouzdanošću prihvaća da su za nastanak većine nuklida
iz tablice 8.1 odgovorne kozmičke zrake, detaljno opisane u poglavlju 2.5. Mehanizam njihovog
nastanka su reakcije spalacije ili rasprskavanja, opisane u prethodnom poglavlju. Čestice kozmičkog
zračenja (najčešće proton ili α-čestica) vrlo velike energije pogadaju manje-više stacionarne jezgre
(u meduzvjezdanom materijalu, ali i npr. atmosferi zvijezda i planeta), koja se udarca doslovce
rasprsne. Pri tom se izbaci više (pa i desetak) nukleona, a od početne jezgre-mete preostaje najčešće
samo jedan veći komad. Kod reakcija rasprskavanja jezgre 12 C, 14 N i 16 O (a to su najzastupljenije
jezgre s A>4 u Svemiru) skoro je uvijek komad koji preostaje nakon reakcija neki od izotopa litija,
berilija i bora!
Slika 8.1: Udarni presjeci za reakcije rasprskavanja p+ 16 O i α+ 12 C, kao funkcija
energije upadne lake čestice.
Udarni presjeci za reakcije rasprskavanja vrlo su slabo poznati; postoji samo nekoliko eksperimentalnih
rezultata od kojih je dio prikazan na slici 8.1. I uz vrlo nepotpune eksperimentalne
podatke, moguće je uočiti da za visoke energije udarni presjeci za rasprskavanje postaju vrlo slabo
ovisni o energiji, pa su u interpolacije i ekstrapolacije jednostave i relativno precizne. No, problem
modeliranja ovakve nukleosinteze nije primarno u udarnim presjecima, već u ostalim potrebnim
parametrima: toku kozmičkog zračenja, raspodjeli materijala koji služi kao meta, izmjeni nastalih
nuklida s okolnim objektima, njihovom sudjelovanju u danim reakcijama itd. Trivijalna potvrda
da su kozmičke zrake ipak odgovorne za nastanak litija, berilija i bora, dolazi iz omjera izmjerene
zastupljenosti pojedinog elementa u kozmičkom zračenju i udarnog presjeka za njegov nastanak
(težinski usrednjenog po zastupljenosti) - vidi tablicu 8.2.
Iako ne postoji trivijalna proporcionalnost izmedu udarnih presjeka za nastanak elemenata i
njegove izmjerene zastupljenosti, očita je jaka korelacija medu njima. To, kao i nedostatak alternativnih
teorija o nastanaku litija, berilija i bora, najjači su argumenti zašto se kozmičke zrake
smatraju glavnim generatorom nastanka tih elemenata (napomena: 7 Li je nastao u nezanemarivoj
količini i u ranom Svemiru).

8. VISOKOENERGIJSKA ASTROFIZIKA 110
Element Udarni presjek a zastupljenost
(mbar) (Si = 100)
Li 24 136
Be 16 67
B 35 233
a težinski usrednjen po zastupljenosti
Tablica 8.2: Izmjerena zastupljenost nekih lakih elemenata u kozmičkom zračenju (normirana na
zastupljenost silicija), u usporedbi s udarnim presjecima za nastanak tog elementa. Udarni presjek
je težinski usrednjen po zastupljenosti projektila u kozmičkom zračenju i mete u meduzvjezdanom
materijalu.
8.2 Neutrinska astrofizika
8.2.1 Problem Sunčevih neutrina
Medu mnogim česticama koje nastaju termonuklearnim procesima u Suncu (opisanim u poglavlju
6), jedino neutrini mogu proći kroz milion kilometara Sunčevog materijala i pobjeći u okolni svemir.
Oni se stvaraju u više “slabih” procesa (tj. procesa koji se odvijaju pod utjecajem slabe nuklearne
sile) kao što su npr. uhvat neutrona ili β-raspad. Njihova je masa vrlo malena i gibaju se brzinom
bliskom brzini svjetlosti. S drugom materijom oni medudjeluju toliko slabo da se tek svaki od 100
milijardi skrene na svom putu unutar Sunca. Najveći dio energije Sunca stvara se u pp-ciklusu; broj
neutrina stvorenih u tom ciklusu u svakoj sekundi je 1.8×10 39 ! Uaimajući u obzir udaljenost Zemlje
od Sunca, to odgovara broju od 64 milijarde neutrina na svakom kvadratnom centimetru Zemlje u
svakoj sekundi!! Vrijeme njihovog puta od središta Sunca do njegove površine je samo 2 sekunde, a
zatim im do Zemlje treba još daljnjih 8 minuta i 20 sekundi. Dakle, njihovom detekcijom moguće je
dobiti direktan uvid u stanje Sunčevog središta (za razliku od njih fotoni do površine Sunca putuju
bitno dulje).
Slika 8.2: Energijski spektar Sunčevih neutrina predviden standardnim
Sunčevim modelom [Bahcall 82].
Standardni model Sunca baziran je na nekoliko principa [Rolfs 88, Bahcall 82]:

8. VISOKOENERGIJSKA ASTROFIZIKA 111
1. Sunca je sferno-simetričan objekt.
2. Sunce je u ravnotežnom stanju; u svakoj točki tlak plina poništava gravitacijsku silu:
gdje je:
dP (r)/dr = −G[M(r)ρ(r)]/r 2 , (8.1)
M(r) =
∫ r
0
4πr 2 ρ(r)dr . (8.2)
3. Tlak plina je proporcionalan temperaturi po jednadžbi stanja idealnog plina:
P (r) = (k/m)ρ(r)T (r) . (8.3)
4. Sunce je na početku bilo kemijski homogeno sa sastavom koji reflektira sastav meduzvjezdanog
materijala: X= 0.73, Y = 0.25 i Z= 0.02; gdje su X, Y i Z maseni udjeli vodika, helija i
težih elemenata (koje astronomi jednim imenom nazivaju “metalima”). Sastav aktivne jezgre
Sunca danas je zbog nuklearnih procesa promjenjen: X= 0.42, Y = 0.56 i Z= 0.02.
5. Današnji luminozitet Sunca reflektira brzinu stvaranja nuklearne energije ɛ nuc u Sunčevoj
jezgri:
∫
L ⊙ (sada) = ɛ nuc ρ(r)4πr 2 dr . (8.4)
⊙
Veličina ɛ nuc ovisi o udarnim presjecima za reakcije (tj .”brzinama” reakcija) iz pp- i CNOciklusa,
gustoći, temperaturi i kemijskom sastavu u Sunčevoj unutrašnjosti:
6. Sunce je u termičkoj ravnoteži:
ɛ nuc = f(σ, ρ, T, X i ) . (8.5)
dL(r)/dr = ɛ nuc ρ(r)4πr 2 dr , (8.6)
gdje se energija prenosi i zračenjem i vodenjem. Mehanizam transporta ovisi o opacitetu
materijala, koji pak ovisi o gustoći, temperaturi i kemijskom sastavu.
7. Na Suncu se termonuklearne reakcije odvijaju već 4.6 milijardi godina.
Reakcija Energija Tok na Zemlji
(MeV) (cm −2 s −1 )
p+p → d+e + +ν ≤0.42 6.1 × 10 10
p+e − +p → d+ν 1.44 1.5 × 10 8
7 Be+e − → 7 Li+ν 0.86 (90%) 3.9 × 10 9
0.38 (10%) 4.0 × 10 8
8 B → 8 Be+e + +ν ≤14.1 5.6 × 10 6
13 N → 13 C+e + +ν ≤1.20 5.0 × 10 8
15 O → 15 N+e + +ν ≤1.73 4.0 × 10 8
Tablica 8.3: Porijeklo, energija i tok Sunčevih neutrina.
Gornji sustav difrencijalnih jednadžbi može biti jedinstveno riješen uz zadane rubne uvjete
(površinska temperatura, luminozitet, polumjer, . . .). Za temperaturu u središtu Sunca dobiva se
T 6 = 15.5, a za gustoću 156 g/cm 3 [Bahcall 82]. Po ovom modelu, 98.8% energije Sunca proizvedeno
je u pp-ciklusu, a samo 1.5% u CNO-ciklusu. Energijski spektar proizvedenih neutrina dan je na
slici 8.2 i opisan u tablici 8.3. Na niskim energijama prevladavaju neutrini iz reakcije p+p, dok se

8. VISOKOENERGIJSKA ASTROFIZIKA 112
na najvišim energijama pojavljuju samo neutrini iz β-raspada 8 B. Njihov je tok relativno malen
jer se jezgra 8 B pojavljuje u samo manjem dijelu pp-ciklusa. Budući da udarni presjeci za reakcije
kojima se proizvodi jezgra 8 B jako ovise o temperaturi, tok neutrina iz ove reakcije može poslužiti
za “direktno” mjerenje temperature središta Sunca (tj. borovi neutrini su “Sunčev toplomjer”)...
Mjerenja toka neutrina sa Sunca (eksperimentima SAGE, GALLEX, Kamiokande) pokazuju
znatna odstupanja od teorijskih predvidanja. Dobiveni rezultati različitih eksperimenata u periodu
1970-2000. godine daju svega 25% do 80% (ovisno o energijskom području) teorijski predvidenih
tokova - to se odstupanje standardno nazivalo problemom Sunčevih neutrona. Danas znamo da
je rješenje tog problema u činjenici da neutrini pri svom gibanju od Sunca do Zemlje mijenjaju
okus - elektronski neutrini postaju mionski ili tau-neutrini i zbog toga ih se nije vidjelo eksperimentima
osjetljivim samo na elektronske neutrine. Mjerenja pomoću nuklearnih reaktora u Japanu
(eksperiment KamLAND), ali i direktna mjerenja Sunčevih neutrina svih okusa (eksperiment SNO,
Sudbury Neutrino Observatory, u Kanadi), s vrlo velikom pouzdanošću potvrduju takav scenarij pa
“problem Sunčevih neutrina” možemo smatrati riješenim.
8.2.2 Neutrinska nukleosinteza
Nukleosinteza neutrinima najslabije je poznat dio nukleosinteze jer uz slabo poznavanje astrofizičkog
djela problema, posve nedostaju eksperimentalni nuklearni podaci (udarni presjeci), osim
za par vrlo specijalnih slučajeva. Kao najvjerojatnija lokacija neutrinske nukleosinteze smatra se,
dakako, eksplozija supernove (tipa II) i faza koja joj neposredno prethodi. U tzv. vjetru upravljanom
neutrinima (engl. neutrino driven wind) koji se javlja u toj fazi evolucije zvijezde, tokovi
neutrina su dovoljno veliki da se ν-procesi odigravaju vrlo intenzivno i utječu na kemijski sastav
materijala. Bez obzira na činjenicu da je i astrofizički i nuklearni dio ovog problema još nejasan,
smatra se da bi “neutrinski” ili “ν-procesi” mogli biti odgovorni za nastanak nekih nuklida - riječ
je o slabo zastupljenim neparnim izotopima nekih elemenata koji se uopće (ili samo marginalno)
pojavljuju u do sada diskutiranim mrežama i nizovima reakcija. Mogućih kandidata [Heger 05] ima
desetak ( 11 B, 15 N 138 La, 180 Ta, . . .), ali daleko najzanimljiviji i najvjerojatniji je 19 F.
U Sunčevom je sustavu omjer zastupljenosti izotopa 19 F i 20 Ne otprilike jednak 1:3000. Nuklid
19 F sudjeluje u vrućim CNO-ciklusima, ali su predvidene ravnotežne količine za ovaj izotop vrlo
malene i nikako ne mogu objasniti gornji omjer. S druge strane, 20 Ne nastaje vrlo intenzivno u
reakcijama gorenja helija i u zvijezdi pred eksploziju supernove postoji jedna čitava ljuska izgradena
uglavnom od ovog izotopa neona (neon još ima dva stabilna izotopa, 21 Ne i 22 Ne). Neposredno
pred supernovu, ova ljuska (kao i sve ostale) biva izložena ogromnom toku neutrina nastalih pri
neutronizaciji sredice. Skoro sve reakcije s ulaznim kanalom ν+ 20 Ne u konačnici proizvode 19 F;
npr.:
ν + 20 Ne → ν ′ + 20 Ne ∗ ,
20 Ne ∗ → 19 Ne ∗ + n → 19 F + e + + ν e + n ,
ν + 20 Ne → ν ′ + 20 Ne ∗ ,
20 Ne ∗ → 19 F + p ...
Količina proizvedenog 19 F, dakako, ovisi o udarnim presjecima za gornje reakcije koji su za sada
neizmjereni - teorijske procjene daju mogućnost pretvorbe i 0.2% 20 Ne u 19 F (a to je puno više od
uočenog omjera zastupljenosti). Dakako, sve se komplicira zamršenim načinom na koji se jezgra
19 F naknadno troši u zvijezdama - zbog svega navedenog, precizna predvidenja za sintezu 19 F još
ne postoje.
Osim navedenih jezgara, moguća je i značajnija produkcija nuklida 7 Li - budući da ni ostali mehanizmi
nastanka i nestanke ove jezgre nisu još posve istraženi (vidi poglavlje 8.1.2), ova mogućnost
je pod velikim upitnikom.
U posljednjih se desetak godina intenzivno radi na razvoju tzv. beta-snopova - riječ je o prostorno
dobro usmjerenim snopovima neutrina (ili antineutrina) s relativno dobro definiranom energijom.
Beta-snopovi proizvodili bi se pomoču radioaktivnih nuklearnih snopova (snopova beta-nestabilnih
jezgara) koji bi se raspadali “u letu”, pa bi zbog vektorskog zbrajanja brzina većina stvorenih
(anti)neutrina gibala u smjeru originalnog snopa. Razvoj snopova intenzivno se provodi na više

8. VISOKOENERGIJSKA ASTROFIZIKA 113
svjetskih postrojenja (npr. CERN, Louvain-la-Neuve), a kao najbolji radioaktivni snopovi za tu
primjenu razmatraju se 6 He i 19 Ne.
8.3 Rendgenska ili X-astronomija
Zemaljska atmosfera posve je neprozirna za X-zrake pa je sve do sredine prošlog stoljeća postojanje
X-izvora van Sunčevog sustava bilo nepoznato. 1949. godine Geigerovim brojačem montiranim
na V2-raketu uočena je emisija X-zraka iz Sunčeve korone. Raketnim eksperimentom 1962. godine
uočen je prvi izvor X-zraka izvan Sunčevog sustava (u zvijezdu Škorpiona), te naizgled jednoličan
pozadinski šum X-zraka. Kasniji eksperimenti vršeni su balonima, a zatim i satelitima. Prvi lansirani
satelit bio je Uhuru 1970. godine; njime je napravljeno prvo mjerenje čitavog neba, te su
locirana 339 nebeska objekta koji zrače u X-području. Sljedeći lansirani sateliti Ariel V i HEAO-1
nisu bitno povećali taj broj; tek je njemački ROSAT 1989. godine povećao taj broj na 80000. Danas
je poznato (katagolizirano) više od 150 000 izvora X-zraka na nebu.
Spomenuti prvi otkriven izvor X-zraka izvan Sunčevog sustava (“Sco X-1”) zrači 10000 puta
više u području X-zraka, nego u optičkom dijelu spektra - to je otkriće izazvalo nemalo iznenadenje
u ranim 60-tim godinama prošleg stoljeća. Danas znamo da su izvori jakog X-zračenja kompaktni
objekti, poput neutronskih zvijezda. Izvor energije je u principu gravitacijski - X-zračenje nastaje
pri zagrijavanju materijala koji gravitacijski ponire prema kompaktnom objektu. Popis poznatih
lokaliziranih izvora X-zračenja pribliǎva se brojci od 10000 i vrlo brzo raste. Uz to, poznato je
da dio X-zračenja nastaje uvrlo rijetkom, ali i vrlo vrućem, plinu medu galaksijama u skupovima
galaksija.
Brz razvoj X-astronomije ponajprije je posljedica novih instrumenata lansiranih u orbitu iznad
Zemljine atmosfere (za detalje pogledati poglavlje 1.2.2). Najvažniji sateliti danas su XMM-Newton,
INTEGRAL, RXTE, Swift i Chandra (za detalje pogledati poglavlje 1.2.2). I NASA i ESA razmatraju
lansiranje i novih satelita, tako da se očekuje da će ovo područje astronomije ostati vrlo živo
kroz dulje razdoblje.
8.4 Gama-astronomija
Nabijene čestice skreću u galaktičkom i izvangalaktičkom magnetskom polju pa se ne mogu
povezati s izvorom. Gama-zračenje se, s druge starne, širi pravocrtno i može se locirati kozmički
objekt koji ga emitira. Kozmičko gama-zračenje je stoga zasad jedini ključ za visokoenergijski
Svemir (neutrinska astronomija je još u povojima). Tipične energije za površinske Čerenkovljeve
detektore su 10 GeV do 10 TeV, a za satelitske od 30 MeV do 10 GeV.
Atmosferski pljuskovi primarnom gama-zrakom čine tek 0.01% od ukupnog broja pljuskova
(hadronski pljuskovi su dakle 10000 puta dominantniji); stoga je osnovni problem površinske gamaastronomije
spearacija gama/hadron; ona se danas uspješno radi tzv. Černekovljevom tehnikom
oslikavanja.
Bljesak Čerenkovljeve svjetlosti (290 nm do 600 nm, plavo i dijelom UV) traje svega par ns
(potrebni su stoga brzi ADC-i). Ovisno o energiji primarne game, pljusak ima duljinu tipično 5 do
10 km i širinu oko 80 m. Pljuskovi izazvani upadom protona imaju veću širinu (tipično oko 140 m).
Površina na koju se pljusak proširi na površini Zemlje je reda 10 5 m 2 i to je efektivna detekcijska
površina Čerenkovljevog teleskopa. Reflektor teleskopa (tipičnog promjera od 5 do 17 m) reflektira
sliku pljuska u kameru. U kameri (obično je to matrica fotomultiplikatora) je slika pljuska elipsa iz
čijeg se oblika, orijentacije i intenziteta mogu odrediti energija i smjer primarne gama-zrake...
Provale gama-zraka (engl. gamma ray bursts, GRB) su najsjajniji poznati fizički fenomeni u
Svemiru kod kojih se u vrlo kratkom vremenu (od par sekundi do par sata) intenzivno emitiraju
vrlo energetski fotoni. Pračeni su s emisijom X-zraka koja zna potrajati i nekoliko dana. Za sada
ne postoji koncenzus o mjestu nastanka GRB-a; oni se pojavljuju par puta dnevno na naizgled
posve slučajnom mjestu na nebu. Jedna od najkonzistentnijih teorija povezuje pojavu GRB-a s

8. VISOKOENERGIJSKA ASTROFIZIKA 114
hipernovama (vidi poglavlje 2.1.7). Po njoj se pri smrti supermasivne zvijezde stvara crna jama i
pri tome dolazi do nastanka GRB-a.
GRB-ovi su otrkiveni u kasnim 60-tim godinama pomoću američkih špijunskih satelita “Vela”.
Ti su sateliti postavljeni u orbitu da bi detektirali nuklearne testove koje su tih godina provodile
razne države unutar svojih programa razvoja nuklearnih oružja. U početku nije bilo jasno otkuda
dolaze game detektirane satelitima, no unutar par godina postalo je jasno da im je izvor van Sunčeva
sustava.
Visokoenergijsko gama-zračenje danas intenzivno se proučava uglavnom teleskopima na površini
Zemlje, kao što su H.E.S.S., VERITAS ili MAGIC (za detalje pogledati poglavlje 1.2.1).
Osim visokoenergijskog gama-zračenja, za nuklearnu astrofiziku od ogromnog je značanja i
niskoernergijsko gama-zračenje. Riječ je o linijskom spektru s karakterističnim vrhovima koji
su potpis jezgara koji ga emitiraju - uočavanje pojedinih vrhova u spektru omogućuje identifikaciju
nuklida odgovornog za njegov nastanak, te odredivanje količine u kojoj je dani nuklid prisutan u
promatranom smjeru. Time je, pak, moguće proučavati dinamiku pojedinih astrofizičkih procesa,
kao što su novae i supernove.
Najpogodniji nuklidi za takva proučavanja su 22 Na, 18 F (koji se pojavljuju u mreži reakcija kojim
opisujemo novae), 26 Al (meduzvjezdani materijal), 44 Ti (supernove tipa SNII) i 56 Fe (supernove).
Satelitima COMPTEL i kasnije INTEGRAL početkom stoljeća mapirano je čitavo nebo za gamazračenje
od 1.808 MeV-a, koje odgovara prijelazima jezgre 26 Al - to je ujedno bila i prva mapa neba
za neko gama-zračenje. Potraga za karakterističnim gama-zraěnjem nuklida 22 Na za sada je dala
negativne rezultate, što je u kontradikciji s teorijskim predvidanjima.
Niskoenergijsko gama-zračenje intenzivno se proučava detektorima postavljenim na satelite -
trenutačno najvažniji su NASA-in GLAST i ESA-in INTEGRAL (za detalje pogledati poglavlje
1.2.1).