Фотодезинтеграция тяжелых ядер

Фотодезинтеграция тяжелых ядер представляет собой процесс разрушения ядер атомов под действием высокоэнергетических фотонов (γ-квантов). Этот процесс играет ключевую роль в астрофизике космических лучей, особенно при изучении распространения ультравысоких энергий (E > 10¹⁸ эВ) и при моделировании состава космических лучей в межзвёздной среде.

Основная идея фотодезинтеграции заключается в том, что ядро поглощает гамма-квант и вследствие этого теряет один или несколько нуклонов, либо делится на более лёгкие фрагменты. Вероятность этого процесса определяется фотоядерным сечением σ_γN, которое зависит от энергии фотона в системе центра масс.

Энергетические диапазоны и режимы процесса

Энергия фотонов, способная вызвать дезинтеграцию, лежит в диапазоне:

  • Giant Dipole Resonance (GDR): 10–30 МэВ в системе центра масс. На этом участке наблюдается резонансное увеличение сечения, и ядро преимущественно теряет один нуклон (n или p). Этот режим является доминирующим для тяжелых ядер (например, Fe, Si, O).
  • Quasi-deuteron (QD) механизм: 30–150 МэВ. Фотон взаимодействует с парой нуклонов, что приводит к выбросу нескольких нуклонов.
  • Многочастичная дезинтеграция и интраядерные процессы (E > 150 МэВ): Здесь фотон может инициировать множественные вторичные реакции, включая выброс лёгких фрагментов и мезонов, что становится значимым для космических лучей ультравысоких энергий.

Энергия фотона в лабораторной системе связана с энергией ядра γ-луча и с массой ядра по формуле:

ϵcm = γϵlab(1 − βcos θ)

где γ — Лоренцевский фактор ядра, β = v/c, θ — угол между направлением движения ядра и фотона.

Сечения фотодезинтеграции и их модели

Сечение фотодезинтеграции сильно зависит от ядра и энергии фотона. Для тяжелых ядер обычно выделяют три компонента:

  1. Резонанс гигантского диполя (GDR):

    $$ \sigma_{\text{GDR}}(\epsilon) = \sigma_0 \frac{\epsilon^2 \Gamma^2}{(\epsilon^2 - E_{\text{GDR}}^2)^2 + \epsilon^2 \Gamma^2} $$

    где σ₀ — максимальное сечение, E_GDR — энергия резонанса, Γ — ширина резонанса.

  2. Quasi-deuteron (QD) компонент: описывает взаимодействие фотона с парой нуклонов, которое становится важным на более высоких энергиях.

  3. Многочастичная и мезонная дезинтеграция: сечения растут медленно с энергией и учитываются в моделях для E > 150 МэВ.

Модели сечений могут быть представлены как эмпирические формулы, основанные на экспериментальных данных, либо с использованием теоретических подходов, таких как Модель внутрядерного каскада или Statistical Model.

Кинематика и вероятности выброса нуклонов

Для одного акта фотодезинтеграции вероятность выброса конкретного нуклона или кластера определяется статистическим распределением нуклонов в ядре. Для тяжелых ядер:

  • Наиболее вероятный исход — выброс одного нуклона (n или p) в резонансной области GDR.
  • При энергиях выше 30–50 МэВ наблюдается рост вероятности выброса α-частиц, что связано с кластеризацией ядра.
  • Множественные выбросы становятся заметными при E > 150 МэВ.

Выброс нуклонов изменяет зарядовое и массовое число ядра, что критично для эволюции состава космических лучей. Например, Fe⁵⁶ может превратиться в Fe⁵⁵, Mn⁵⁵, или более лёгкие ядра, проходя через последовательность фотодезинтеграций.

Влияние на космические лучи

Фотодезинтеграция ограничивает максимальные расстояния, на которых тяжелые ядра могут путешествовать без потери энергии и массы. Влияние особенно заметно при взаимодействии с фоновым реликтовым излучением (CMB) и инфракрасным фоновым излучением (EBL).

  • Для ядер железа при E ≳ 10²⁰ эВ среднее расстояние до значительной дезинтеграции (mean free path) составляет десятки мегапарсек.
  • Процесс редуцирует среднюю массовую композицию космических лучей на больших расстояниях от источника.

Таким образом, фотодезинтеграция напрямую связана с формированием наблюдаемого спектра и состава ультравысоких космических лучей на Земле.

Математическая формулировка эволюции ядер

Эволюция потока ядер можно описать системой кинетических уравнений для потоков различных ядер:

$$ \frac{dN_A}{dx} = - N_A \sum_i \lambda_{A \to i}^{-1} + \sum_j N_j \lambda_{j \to A}^{-1} $$

где NA — плотность ядер с массовым числом A, λ — длина свободного пробега до фотодезинтеграции, а сумма по i учитывает все возможные каналы распада. Эта система позволяет моделировать последовательное уменьшение массового числа и заряда ядер в космическом потоке.

Экспериментальные данные и модели

Для тяжелых ядер экспериментальные сечения фотодезинтеграции получены в лабораторных экспериментах с γ-лучами и электронами (например, LUNA, HIγS). Основные наблюдения:

  • Резонанс GDR для Fe — около 20 МэВ, σ ≈ 1,5×10⁻²⁴ см².
  • Вероятность выброса n > p в резонансной области — примерно 60–70%.
  • Высокоэнергетические фотодезинтеграции хорошо описываются комбинацией моделей GDR + QD + многонуклонные процессы.

Для астрофизических расчетов используют табличные сечения или приближения на основе Monte-Carlo симуляций, учитывающие все возможные каналы выброса нуклонов.

Оглавление