Пикноядерный синтез

Пикноядерный синтез ( древнегреческий : πυκνός , латинизированный : pyknós , букв. «плотный, компактный, толстый») — это тип реакции ядерного синтеза , которая происходит из-за нулевых колебаний ядер вокруг точки равновесия, связанной в их кристаллической решетке . ^{[ 1 ]}^{[ 2 ]} В квантовой физике это явление можно интерпретировать как перекрытие волновых функций соседних ионов , и оно пропорционально амплитуде перекрытия. ^{[ 3 ]} В условиях надпороговой ионизации реакции нейтронизации и пикноядерного синтеза могут привести к созданию абсолютно стабильных сред в сверхплотных веществах. ^{[ 4 ]}

Термин « пикноядерный » был придуман А.Г.В. Кэмероном в 1959 году, но исследование, показывающее возможность ядерного синтеза в чрезвычайно плотных и холодных композициях, было опубликовано У.А.Вильдхаком в 1940 году. ^{[ 5 ]}^{[ 6 ]}

Астрофизика

Пикноядерные реакции могут происходить где угодно и в любом веществе, но в стандартных условиях скорость реакции чрезвычайно мала и, таким образом, не играют существенной роли за пределами чрезвычайно плотных систем, сред, богатых нейтронами и свободными электронами, таких как внутренняя кора нейтронной звезды . ^{[ 2 ]}^{[ 7 ]} Особенностью пикноядерных реакций является то, что скорость реакции прямо пропорциональна плотности пространства, в котором протекает реакция, но почти полностью не зависит от температуры окружающей среды. ^{[ 3 ]}

Пикноядерные реакции наблюдаются в нейтронных звездах или белых карликах , при этом имеются доказательства того, что они происходят в лабораторно генерируемой дейтерий-тритиевой плазме. ^{[ 3 ]}^{[ 6 ]} Некоторые предположения также связывают тот факт, что Юпитер излучает больше радиации , чем получает от Солнца, с пикноядерными реакциями или холодным синтезом . ^{[ 3 ]}^{[ 8 ]}

Черные карлики

Белые карлики

У белых карликов ядро звезды холодное, при таких условиях, если рассматривать его классически, ядра, образующие кристаллическую решетку, находятся в основном состоянии . Нулевые колебания ядер кристаллической решетки с энергией $E_{0}$ на пике Гамова, равном $E_{0}\thicksim \hbar w$ может преодолеть кулоновский барьер , запуская пикноядерные реакции. Полуаналитическая модель указывает на то, что у белых карликов термоядерный разгон может произойти в гораздо более раннем возрасте, чем возраст Вселенной , поскольку пикноядерные реакции в ядрах белых карликов превышают светимость белых карликов, что позволяет горению углерода происходить . , что катализирует образование сверхновых типа Ia в аккрецирующих белых карликах, масса которых равна массе Чандрасекара . ^{[ 1 ]}^{[ 9 ]}^{[ 10 ]}^{[ 11 ]}

Некоторые исследования показывают, что вклад пикноядерных реакций в нестабильность белых карликов значителен только у углеродных белых карликов , тогда как у кислородных белых карликов такая нестабильность вызвана главным образом захватом электронов . ^{[ 12 ]} Хотя другие авторы не согласны с тем, что пикноядерные реакции могут выступать в качестве основных долговременных источников нагрева для массивных (1,25 M _☉ ) белых карликов, поскольку их плотности недостаточно для высокой скорости пикноядерных реакций. ^{[ 13 ]}

Хотя большинство исследований показывают, что в конце своего жизненного цикла белые карлики медленно распадаются на чёрных карликов , где пикноядерные реакции медленно превращают их ядра в чёрные карлики. ${\ce {^56Fe}}$ коллапс черных карликов , по некоторым версиям, возможен : М. Е. Каплан (2020) предполагает, что у наиболее массивных черных карликов (1,25 M _☉ ) из-за снижения их электронной доли в результате ${\ce {^56Fe}}$ производства, они превысят предел Чандрасекара в очень отдаленном будущем, предполагая, что их срок службы и время задержки могут увеличиться до 10 ¹¹⁰⁰ годы. ^{[ 14 ]}

Нейтронные звезды

По мере звезд нейтронных аккреции плотность коры увеличивается, преодолевая порог захвата электронов . Поскольку порог захвата электрона ( $\rho =1.455*10^{12}$ г см ⁻³) превышено, это позволяет образовывать легкие ядра в процессе двойного электронного захвата ( ${\ce {^40Mg + 2e -> ^34Ne + 6n +}}$ $н д$ ), образуя легкие ядра неона и свободные нейтроны , что еще больше увеличивает плотность земной коры. По мере увеличения плотности кристаллические решетки богатых нейтронами ядер сближаются из-за гравитационного коллапса аккрецирующего материала , и в такой момент ядра сближаются так близко друг к другу, что их нулевые колебания позволяют им прорваться через кулоновскую зону. барьер , слияние происходит . Хотя основным местом пикноядерного синтеза нейтронных звезд является внутренняя кора , пикноядерные реакции между легкими ядрами могут происходить даже в плазменном океане . ^{[ 15 ]}^{[ 16 ]} Поскольку ядро нейтронных звезд было приближенно $3*10^{14}$ г см ⁻³При таких экстремальных плотностях пикноядерные реакции играют большую роль, как показали Гензель и Здуник, которые показали, что при плотностях $\rho =10^{12}-10^{13}$ г см ⁻³, они служат основным источником тепла. ^{[ 17 ]}^{[ 18 ]}^{[ 19 ]} В термоядерных процессах внутренней коры происходит горение богатых нейтронами ядер ( ${\ce {^{34}Ne + ^{34}Ne -> ^68Ca}}$ ) ^{[ 10 ]}^{[ 15 ]} выделяет много тепла, позволяя пикноядерному синтезу выступать в качестве основного источника энергии, возможно, даже выступая в качестве энергетического бассейна для гамма-всплесков . ^{[ 1 ]}^{[ 2 ]}

Дальнейшие исследования установили, что большинство магнетаров встречаются при плотностях $\rho =10^{10}-10^{11}$ г см ⁻³, что указывает на то, что пикноядерные реакции наряду с последующими реакциями захвата электронов могут служить основными источниками тепла. ^{[ 20 ]}

Тройная альфа-реакция

В звездах Вольфа-Райе тройная альфа-реакция реализуется за счет низкой энергии ${\ce {^8Be}}$ резонанс . Однако у нейтронных звезд температура в ядре настолько низка, что реакции тройного альфа могут протекать по пикноядерному пути. ^{[ 21 ]}

Математическая модель

По мере увеличения плотности пик Гамова увеличивается в высоте и смещается в сторону меньших энергий, а потенциальные барьеры уменьшаются. Если потенциальные барьеры уменьшаются за счет количества $E_{0}$ Пик Гамова смещается поперек начала координат, что делает реакции зависимыми от плотности, поскольку энергия пика Гамова намного больше тепловой энергии. материал становится вырожденным газом При таких плотностях . Харрисон предложил называть модели, полностью независимые от температуры, криоядерными . ^{[ 22 ]}

Пикноядерные реакции могут протекать двумя путями: прямым ( ${\ce {^{34}Ne + ^{34}Ne}}$ или ${\ce {^{40}Mg + ^{40}Mg}}$ ) или через цепочку реакций захвата электрона ( ${\ce {^25N + ^40Mg}}$ ). ^{[ 23 ]}

Неопределенности

Нынешний консенсус относительно скорости пикноядерных реакций не является последовательным. В настоящее время существует множество неопределенностей, которые следует учитывать при моделировании скорости пикноядерных реакций, особенно в пространствах с большим количеством свободных частиц. Основное внимание в текущих исследованиях уделяется влиянию деформации кристаллической решетки и присутствия свободных нейтронов на скорость реакции. Каждый раз, когда происходит синтез, ядра удаляются из кристаллической решетки, создавая дефект. Трудность аппроксимации этой модели заключается в том, что пока неизвестны дальнейшие изменения, происходящие в решетке, и влияние различных деформаций на скорость. Поскольку соседние решетки тоже могут влиять на скорость реакции, пренебрежение такими деформациями может привести к серьезным расхождениям. ^{[ 10 ]}^{[ 24 ]} Другой мешающей переменной может быть наличие свободных нейтронов в коре нейтронных звезд . Наличие свободных нейтронов потенциально может повлиять на кулоновский барьер , сделав его выше или толще. Исследование, опубликованное Д.Г. Яковлевым в 2006 году, показало, что расчет скорости первого пикноядерного синтеза двух ${\ce {^{34}Ne}}$ Ядра в коре нейтронной звезды могут иметь величину неопределенности до семи . В этом исследовании Яковлев также подчеркнул неопределенность в пороге пикноядерного синтеза (например, при какой плотности он начинается), указав приблизительную плотность, необходимую для начала пикноядерного синтеза. $\rho _{pyc}\thickapprox 10^{12}-10^{13}$ г см ⁻³, придя к такому же выводу, что и Хеснель и Здуник. ^{[ 10 ]}^{[ 19 ]}^{[ 25 ]} По мнению Хеснеля и Здуника, дополнительная неопределенность в расчетах скорости нейтронных звезд также может быть связана с неравномерным распределением нагрева коры, что может повлиять на тепловое состояние нейтронных звезд до и после аккреции . ^{[ 19 ]}

У белых карликов и нейтронных звезд на скорость ядерных реакций могут влиять не только пикноядерные реакции, но и плазменное экранирование кулоновского взаимодействия. ^{[ 2 ]}^{[ 10 ]} Украинская лаборатория электродинамических исследований «Протон-21» установила, что , формируя тонкий слой электронной плазмы на поверхности материала мишени и, таким образом, вызывая самосжатие материала мишени при низких температурах, можно стимулировать процесс пикноядерного синтеза. Запуск процесса происходил за счет «сканирования» самосжимающейся плазмы всего объема материала мишени, экранирования кулоновского поля . ^{[ 26 ]}

Режимы экранирования, квантовой диффузии и ядерного синтеза

Прежде чем углубляться в математическую модель, важно понять, что пикноядерный синтез, по своей сути, происходит за счет двух основных событий:

Явление квантовой природы, называемое квантовой диффузией .
Перекрытие волновых функций нулевых колебаний ядер.

На оба этих эффекта сильно влияет скрининг. Термин «скрининг» обычно используется физиками-ядерщиками, когда речь идет о плазме особенно высокой плотности. Чтобы произошел пикноядерный синтез, две частицы должны преодолеть электростатическое отталкивание между ними — необходимая для этого энергия называется кулоновским барьером. Благодаря наличию рядом с реагирующей парой других заряженных частиц (в основном электронов) они оказывают эффект экранирования – поскольку электроны создают электронное облако вокруг положительно заряженных ионов – эффективно уменьшая электростатическое отталкивание между ними, понижая кулоновский барьер. . Это явление экранирования называется « экранированием », а в тех случаях, когда оно особенно сильное, его называют « сильным экранированием ». Следовательно, в тех случаях, когда плазма оказывает сильное экранирующее действие, скорость пикноядерного синтеза существенно возрастает. ^{[ 27 ]}

Квантовое туннелирование является основой квантово-физического подхода к пикноядерному синтезу. Он тесно переплетен с эффектом экранирования, так как коэффициент прохождения $T$ зависит от высоты потенциального барьера , массы частиц и их относительной скорости (поскольку полная энергия системы зависит от кинетической энергии). Отсюда следует, что коэффициент пропускания очень чувствителен к воздействию экранирования. Таким образом, эффект экранирования способствует не только уменьшению потенциального барьера, позволяющего осуществить «классический» синтез за счет перекрытия волновых функций нулевых колебаний частиц, но и увеличению пропускания коэффициент, оба из которых увеличивают скорость пикноядерного синтеза. ^{[ 11 ]}^{[ 25 ]}

Помимо другого жаргона, связанного с пикноядерным синтезом, в статьях также представлены различные режимы , определяющие скорость пикноядерного синтеза. они выделяют нулевой , промежуточный и термически усиленный режимы. В частности, в качестве основных ^{[ 10 ]}

Однокомпонентная плазма (ОКП)

Пионерами в определении скорости пикноядерного синтеза в однокомпонентной плазме (ОКП) были Эдвин Солпитер и Дэвид Ван-Хорн, их статья была опубликована в 1969 году. В их подходе использовался полуклассический метод для решения уравнения Шредингера с использованием уравнения Венцеля. -Приближение Крамерса-Бриллюэна (WKB) и сферы Вигнера-Зейтца (WS). Их модель сильно упрощена и, хотя она примитивна, необходима для понимания других подходов, которые в значительной степени экстраполируются на работы Солпитера и Ван Хорна. Они использовали сферы WS, чтобы упростить OCP до областей, содержащих по одному иону каждая, причем ионы располагались в вершинах кристаллической решетки BCC . Затем, используя приближение ВКБ, они разрешили эффект квантового туннелирования на сливающиеся ядра. Экстраполяция этого на всю решетку позволила им прийти к формуле скорости пикноядерного синтеза: ^{[ 10 ]} $P={8 \over 2}{\rho \over \mu _{A}H}\langle p\rangle _{A_{v}}$ где $\rho$ плотность плазмы, $\mu _{A}$ - средняя молекулярная масса на электрон (атомное ядро), $H$ является константой, равной $1.66044*10^{-24}$ и служит коэффициентом перевода атомных единиц массы в граммы, и $\langle p\rangle _{A_{v}}$ представляет собой термическое среднее вероятности парной реакции.

Однако большой недостаток метода, предложенного Солпитером и Ван-Хорном, состоит в том, что они пренебрегли динамической моделью решетки. Это было улучшено Шраммом и Кунином в 1990 году. В своей модели они обнаружили, что динамической моделью нельзя пренебрегать, но возможно, что эффекты, вызванные динамичностью, можно нейтрализовать. ^{[ 10 ]}^{[ 21 ]}

См. также

Ссылки

^ Jump up to: ^а ^б ^с Афанасьев А.В.; Гаск, ЛР; Фрауэндорф, С.; Вишер, М. «Пикноядерные реакции» (PDF) . Проверено 6 августа 2022 г.
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Афанасьев А.В.; Борода, М; Чугунов А.И. (май 2012 г.). «Большая коллекция астрофизических S-факторов и их компактное представление». Физический обзор C . 85 (5): 054615. arXiv : 1204.3174 . Бибкод : 2012PhRvC..85e4615A . doi : 10.1103/PhysRevC.85.054615 . S2CID 119159326 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д Сын, С.; Фиш, Нью-Джерси (апрель 2005 г.). «Пикноядерная реакция и возможные цепные реакции в сверхплотной DT-плазме». Буквы по физике А. 337 (4–6): 397–407. doi : 10.1016/j.physleta.2005.01.084 .
^ Саакян, Г. С. (1972). Равновесные конфигурации вырожденных газовых масс (in Russian). М.: Наука. p. 344.
^ Уайлдхак, Вашингтон (15 января 1940 г.). «Превращение протона в дейтрон как источник энергии в плотных звездах». Физический обзор . 57 (2). Американское физическое общество: 81–86. Бибкод : 1940PhRv...57...81W . дои : 10.1103/PhysRev.57.81 .
^ Jump up to: ^а ^б Кэмерон, AGW (ноябрь 1959 г.). «Пикноядерные связи и взрывы новых». Астрофизический журнал . 130 : 916. Бибкод : 1959ApJ...130..916C . дои : 10.1086/146782 .
^ Zeldovich, Y. B. (1957). "О ядерных реакциях в сверхплотном холодном водороде" . Журнал экспериментальной и теоретической физики (in Russian). 33 : 991.
^ Горовиц, CJ (20 января 1991 г.). «Холодный ядерный синтез в плотном металлическом водороде» . Астрофизический журнал . 367 : 288–295. Бибкод : 1991ApJ...367..288H . дои : 10.1086/169627 .
^ Чиози, Э.; Чиози, К.; Тревизан, П.; Пиован, Л.; Овио, М. (26 февраля 2015 г.). «Исследование альтернативного пути эволюции к взрыву SNa Ia» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 448 (3): 2100–2125. arXiv : 1409.1104 . дои : 10.1093/mnras/stv084 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Солпитер, EE; ван Хорн, ММ (январь 1969 г.). «Скорость ядерных реакций при высоких плотностях». Астрофизический журнал . 155 : 183. Бибкод : 1969ApJ...155..183S . дои : 10.1086/149858 .
^ Jump up to: ^а ^б Шапиро, Стюарт Л.; Теукольский, Саул А. (1983). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов (1-е изд.). Публикация Wiley-Interscience. ISBN 978-0-471-87316-7 . ^{[ нужна страница ]}
^ Малейру, Мануэль; Отониэль, Эдсон; Коэльо, Джазиэль Г. (апрель 2021 г.). «Актуальность динамических ядерных процессов в сложных квантовых системах массивных белых карликов». Бразильский физический журнал . 51 (2): 223–230. Бибкод : 2021BrJPh..51..223M . дои : 10.1007/s13538-020-00840-0 . S2CID 234330353 .
^ Горовиц, CJ (27 октября 2020 г.). «Нагрев ядерной и темной материи в массивных звездах-белых карликах». Физический обзор D . 102 (8): 083031. arXiv : 2008.03291 . Бибкод : 2020PhRvD.102h3031H . дои : 10.1103/PhysRevD.102.083031 . S2CID 221083150 .
^ Каплан, Мэн (7 августа 2020 г.). «Сверхновая чёрный карлик в далёком будущем» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 497 (4): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . дои : 10.1093/mnras/staa2262 .
^ Jump up to: ^а ^б Гензель, П; Здуник, Дж. Л. (январь 1990 г.). «Неравновесные процессы в коре аккрецирующей нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 227 (2): 431–436. Бибкод : 1990A&A...227..431H .
^ Горовиц, CJ; Душан, Х.; Берри, ДК (29 апреля 2008 г.). «Слияние богатых нейтронами изотопов кислорода в коре аккрецирующих нейтронных звезд». Физический обзор C . 77 (4): 045807. arXiv : 0710.5714 . Бибкод : 2008PhRvC..77d5807H . дои : 10.1103/PhysRevC.77.045807 . S2CID 118639621 .
^ Байм, Гордон; Ганс А., Бете; Кристофер Дж., Петик (8 ноября 1971 г.). «Материя нейтронной звезды». Ядерная физика А . 175 (2): 225–271. Бибкод : 1971НуФА.175..225Б . дои : 10.1016/0375-9474(71)90281-8 .
^ Кацухико, Сато (февраль 1975 г.). «Вырождение нейтрино в ядрах сверхновых и нейтральный ток слабого взаимодействия» . Успехи теоретической физики . 53 (2): 595–597. Бибкод : 1975PThPh..53..595S . дои : 10.1143/PTP.53.595 .
^ Jump up to: ^а ^б ^с Гензель, П.; Здуник, Дж. Л. (9 января 2008 г.). «Модели нагрева коры при аккреции нейтронных звезд». Астрономия и астрофизика . 480 (2): 459–464. arXiv : 0708.3996 . Бибкод : 2008A&A...480..459H . дои : 10.1051/0004-6361:20078578 . S2CID 12594425 .
^ Шамель, Николя; Фантина, Антея Франческа; Сулейман, Лами; Здуник, Юлиан-Лешек; Гензель, Павел (июнь 2021 г.). «Нагрев магнетарных корок от захвата электронов» . Вселенная . 7 (6): 193. arXiv : 2106.05040 . Бибкод : 2021Univ....7..193C . дои : 10.3390/universe7060193 .
^ Jump up to: ^а ^б Шрамм, С.; Кунин, С.Е. (декабрь 1990 г.). «Скорость пикноядерного синтеза». Астрофизический журнал . 365 : 296. Бибкод : 1990ApJ...365..296S . дои : 10.1086/169482 .
^ Харрисон, скорая помощь (август 1964 г.). «Термоядерные и пикноядерные реакции». Труды Физического общества . 84 (213): 213–229. Бибкод : 1964PPS....84..213H . дои : 10.1088/0370-1328/84/2/304 .
^ Лау, Р.; Борода, М.; Гупта, СС; Шац, Х.; Афанасьев А.В.; Браун, Э.Ф.; Дейбель, А.; Гаск, Л.Р.; Хитт, GW; Хикс, WR; Кик, Л.; Мёллер, П.; Штернин, П.С.; Штайнер, AW; Вишер, М.; Сюй, Ю. (20 мая 2018 г.). «Ядерные реакции в корах аккрецирующих нейтронных звезд» . Астрофизический журнал . 859 (1): 62. arXiv : 1803.03818 . Бибкод : 2018ApJ...859...62L . дои : 10.3847/1538-4357/aabfe0 . S2CID 56316978 .
^ Yakovlev, D. G. (1992). Пикноядерные реакции. Физическая энциклопедия Т.5 (in Russian). Советская энциклопедия. p. 672. ISBN 5-85270-034-7 .
^ Jump up to: ^а ^б Яковлев, Д.Г.; Гаск, Л.; Вишер, М. (18 августа 2006 г.). «Пикноядерное горение 34Ne при аккреции нейтронных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 (3): 1322–1326. Бибкод : 2006MNRAS.371.1322Y . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10753.x . S2CID 119393244 .
^ Адаменко Станислав; Селлери, Франко; Ван дер Мерве, Олвин, ред. (2007). Контролируемый нуклеосинтез . дои : 10.1007/978-1-4020-5874-5 . ISBN 978-1-4020-5873-8 . ^{[ нужна страница ]}
^ Гаск, ЛР; Афанасьев А.В.; Агилера, EF; Борода, М.; Шамон, ЖК; Кольцо, П.; Вишер, М.; Яковлев, Д.Г. (29 августа 2005 г.). «Ядерный синтез в плотной материи: скорость реакции и горение углерода». Физический обзор C . 72 (2): 025806. arXiv : astro-ph/0506386 . Бибкод : 2005PhRvC..72b5806G . дои : 10.1103/PhysRevC.72.025806 . S2CID 11119094 .

[:0-1] Jump up to: ^а ^б ^с Афанасьев А.В.; Гаск, ЛР; Фрауэндорф, С.; Вишер, М. «Пикноядерные реакции» (PDF) . Проверено 6 августа 2022 г.

[:6-2] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Афанасьев А.В.; Борода, М; Чугунов А.И. (май 2012 г.). «Большая коллекция астрофизических S-факторов и их компактное представление». Физический обзор C . 85 (5): 054615. arXiv : 1204.3174 . Бибкод : 2012PhRvC..85e4615A . doi : 10.1103/PhysRevC.85.054615 . S2CID 119159326 .

[:1-3] Jump up to: ^а ^б ^с ^д Сын, С.; Фиш, Нью-Джерси (апрель 2005 г.). «Пикноядерная реакция и возможные цепные реакции в сверхплотной DT-плазме». Буквы по физике А. 337 (4–6): 397–407. doi : 10.1016/j.physleta.2005.01.084 .

[4] Саакян, Г. С. (1972). Равновесные конфигурации вырожденных газовых масс (in Russian). М.: Наука. p. 344.

[5] Уайлдхак, Вашингтон (15 января 1940 г.). «Превращение протона в дейтрон как источник энергии в плотных звездах». Физический обзор . 57 (2). Американское физическое общество: 81–86. Бибкод : 1940PhRv...57...81W . дои : 10.1103/PhysRev.57.81 .

[:2-6] Jump up to: ^а ^б Кэмерон, AGW (ноябрь 1959 г.). «Пикноядерные связи и взрывы новых». Астрофизический журнал . 130 : 916. Бибкод : 1959ApJ...130..916C . дои : 10.1086/146782 .

[:4-7] Zeldovich, Y. B. (1957). "О ядерных реакциях в сверхплотном холодном водороде" . Журнал экспериментальной и теоретической физики (in Russian). 33 : 991.

[8] Горовиц, CJ (20 января 1991 г.). «Холодный ядерный синтез в плотном металлическом водороде» . Астрофизический журнал . 367 : 288–295. Бибкод : 1991ApJ...367..288H . дои : 10.1086/169627 .

[9] Чиози, Э.; Чиози, К.; Тревизан, П.; Пиован, Л.; Овио, М. (26 февраля 2015 г.). «Исследование альтернативного пути эволюции к взрыву SNa Ia» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 448 (3): 2100–2125. arXiv : 1409.1104 . дои : 10.1093/mnras/stv084 .

[:3-10] Jump up to: ^а ^б ^с ^д ^и ^ж ^г ^час Солпитер, EE; ван Хорн, ММ (январь 1969 г.). «Скорость ядерных реакций при высоких плотностях». Астрофизический журнал . 155 : 183. Бибкод : 1969ApJ...155..183S . дои : 10.1086/149858 .

[:5-11] Jump up to: ^а ^б Шапиро, Стюарт Л.; Теукольский, Саул А. (1983). Черные дыры, белые карлики и нейтронные звезды: физика компактных объектов (1-е изд.). Публикация Wiley-Interscience. ISBN 978-0-471-87316-7 . ^{[ нужна страница ]}

[12] Малейру, Мануэль; Отониэль, Эдсон; Коэльо, Джазиэль Г. (апрель 2021 г.). «Актуальность динамических ядерных процессов в сложных квантовых системах массивных белых карликов». Бразильский физический журнал . 51 (2): 223–230. Бибкод : 2021BrJPh..51..223M . дои : 10.1007/s13538-020-00840-0 . S2CID 234330353 .

[13] Горовиц, CJ (27 октября 2020 г.). «Нагрев ядерной и темной материи в массивных звездах-белых карликах». Физический обзор D . 102 (8): 083031. arXiv : 2008.03291 . Бибкод : 2020PhRvD.102h3031H . дои : 10.1103/PhysRevD.102.083031 . S2CID 221083150 .

[14] Каплан, Мэн (7 августа 2020 г.). «Сверхновая чёрный карлик в далёком будущем» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 497 (4): 4357–4362. arXiv : 2008.02296 . дои : 10.1093/mnras/staa2262 .

[:9-15] Jump up to: ^а ^б Гензель, П; Здуник, Дж. Л. (январь 1990 г.). «Неравновесные процессы в коре аккрецирующей нейтронной звезды». Астрономия и астрофизика . 227 (2): 431–436. Бибкод : 1990A&A...227..431H .

[16] Горовиц, CJ; Душан, Х.; Берри, ДК (29 апреля 2008 г.). «Слияние богатых нейтронами изотопов кислорода в коре аккрецирующих нейтронных звезд». Физический обзор C . 77 (4): 045807. arXiv : 0710.5714 . Бибкод : 2008PhRvC..77d5807H . дои : 10.1103/PhysRevC.77.045807 . S2CID 118639621 .

[17] Байм, Гордон; Ганс А., Бете; Кристофер Дж., Петик (8 ноября 1971 г.). «Материя нейтронной звезды». Ядерная физика А . 175 (2): 225–271. Бибкод : 1971НуФА.175..225Б . дои : 10.1016/0375-9474(71)90281-8 .

[18] Кацухико, Сато (февраль 1975 г.). «Вырождение нейтрино в ядрах сверхновых и нейтральный ток слабого взаимодействия» . Успехи теоретической физики . 53 (2): 595–597. Бибкод : 1975PThPh..53..595S . дои : 10.1143/PTP.53.595 .

[:10-19] Jump up to: ^а ^б ^с Гензель, П.; Здуник, Дж. Л. (9 января 2008 г.). «Модели нагрева коры при аккреции нейтронных звезд». Астрономия и астрофизика . 480 (2): 459–464. arXiv : 0708.3996 . Бибкод : 2008A&A...480..459H . дои : 10.1051/0004-6361:20078578 . S2CID 12594425 .

[20] Шамель, Николя; Фантина, Антея Франческа; Сулейман, Лами; Здуник, Юлиан-Лешек; Гензель, Павел (июнь 2021 г.). «Нагрев магнетарных корок от захвата электронов» . Вселенная . 7 (6): 193. arXiv : 2106.05040 . Бибкод : 2021Univ....7..193C . дои : 10.3390/universe7060193 .

[:7-21] Jump up to: ^а ^б Шрамм, С.; Кунин, С.Е. (декабрь 1990 г.). «Скорость пикноядерного синтеза». Астрофизический журнал . 365 : 296. Бибкод : 1990ApJ...365..296S . дои : 10.1086/169482 .

[22] Харрисон, скорая помощь (август 1964 г.). «Термоядерные и пикноядерные реакции». Труды Физического общества . 84 (213): 213–229. Бибкод : 1964PPS....84..213H . дои : 10.1088/0370-1328/84/2/304 .

[23] Лау, Р.; Борода, М.; Гупта, СС; Шац, Х.; Афанасьев А.В.; Браун, Э.Ф.; Дейбель, А.; Гаск, Л.Р.; Хитт, GW; Хикс, WR; Кик, Л.; Мёллер, П.; Штернин, П.С.; Штайнер, AW; Вишер, М.; Сюй, Ю. (20 мая 2018 г.). «Ядерные реакции в корах аккрецирующих нейтронных звезд» . Астрофизический журнал . 859 (1): 62. arXiv : 1803.03818 . Бибкод : 2018ApJ...859...62L . дои : 10.3847/1538-4357/aabfe0 . S2CID 56316978 .

[:8-24] Yakovlev, D. G. (1992). Пикноядерные реакции. Физическая энциклопедия Т.5 (in Russian). Советская энциклопедия. p. 672. ISBN 5-85270-034-7 .

[:11-25] Jump up to: ^а ^б Яковлев, Д.Г.; Гаск, Л.; Вишер, М. (18 августа 2006 г.). «Пикноядерное горение 34Ne при аккреции нейтронных звезд» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 371 (3): 1322–1326. Бибкод : 2006MNRAS.371.1322Y . дои : 10.1111/j.1365-2966.2006.10753.x . S2CID 119393244 .

[26] Адаменко Станислав; Селлери, Франко; Ван дер Мерве, Олвин, ред. (2007). Контролируемый нуклеосинтез . дои : 10.1007/978-1-4020-5874-5 . ISBN 978-1-4020-5873-8 . ^{[ нужна страница ]}

[27] Гаск, ЛР; Афанасьев А.В.; Агилера, EF; Борода, М.; Шамон, ЖК; Кольцо, П.; Вишер, М.; Яковлев, Д.Г. (29 августа 2005 г.). «Ядерный синтез в плотной материи: скорость реакции и горение углерода». Физический обзор C . 72 (2): 025806. arXiv : astro-ph/0506386 . Бибкод : 2005PhRvC..72b5806G . дои : 10.1103/PhysRevC.72.025806 . S2CID 11119094 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[ 21 ]

[ 22 ]

[ 23 ]

[ 24 ]

[ 25 ]

[ 26 ]

[ 27 ]