Ядерная геохимия

179 :: 180 :: 181 :: 182 :: Содержание

Ядерные реакции в звездах - источник всех существующих нуклидов. Согласно современным представлениям, нуклеосинтез протекает в условиях, различающихся по времени и РТ-параметрам

179

(Лаврухина, см.: Проблемы радиогеохимии и космохимии, 1992; Широков, Юдин, 1980).

1. Примерно 5 · 10⁹ лет назад, в период "Большого взрыва", проходил космологический синтез элементов, который длился приблизительно в течение 1 часа. Результатом синтеза было появление ¹Н, ⁴Не, ²Н (?), ³Не (?).

2. Нуклеосинтез в процессе естественной эволюции звезд происходит и в настоящее время. На стадии газово-пылевого облака под действием гравитационного притяжения первоначально холодное разряженное вещество постепенно уплотняется, разогревается и образуется протозвезда. Процесс гравитационного уплотнения и разогревания звезды неизбежно приводит к возникновению в ее недрах реакции ядерного синтеза. Как только выделение энергии за счет реакций начинает компенсировать потери на излучение, гравитационное сжатие звезды прекращается. Так же как и наше Солнце, подобная звезда будет принадлежать к так называемой главной последовательности, где может находиться много миллиардов лет. Исходя из состава вещества Вселенной (~ 70% водорода, ~ 30% гелия и ~ 1% О, С и др.), можно предположить, что ядерные реакции в недрах таких звезд должны быть реакциями ядерного синтеза.

Реакции ядерного синтеза начинаются горением водорода и превращением его в гелий:

p + p → d + e⁺ + v_e,

3
2
He +
3
2
He →
4
2
He + 2p,

3
2
He +
4
2
He →
7
4
Be + γ.

Цепочка реакций завершается одним из двух путей в зависимости от температуры в недрах звезды:

7
4
Be + ē →
7
3
Li + v_e;
7
3
Li + p →
8
4
Be

или

7
4
Be + p →
8
5
B + v_e;
8
5
B →
8
4
Be + e⁺ + v_e;
8
4
Be → 2
4
2
He.

Такая цепь ядерных превращений носит название водородного (протонного) цикла и протекает при температуре (1 - 2) · 10⁷ К. Итогом является превращение четырех протонов в ядро ⁴Не с выделением 27,7 МэВ энергии, значительная часть которой уносится нейтрино.

После того как в центральной части звезды выгорит весь водород, термоядерные реакции продолжают протекать лишь во внешней, богатой водородом оболочке. При этом звезда раздувается и превращается в красного гиганта, сходя с основной последовательности.

180

Дальнейшая судьба звезды определяется ее массой. Если масса оказывается меньше 0,4 М₀ (Солнца), то эволюция звезды останавливается после выгорания всего водорода. Для более массивных звезд происходит постепенное сжатие гелиевого ядра, лишенного источников энергии. Когда температура в недрах звезды достигает (1 - 2) · 10⁸ К, начинается горение гелия (альфа-процесс):

3
4
2
He →
12
6
C + 7,65 МэВ.

После образования большого количества углерода гелий будет также сгорать по реакции

12
6
C +
4
2
He →
16
8
O + v.

Продолжительность альфа-процесса порядка 10⁴ - 10⁶ лет. В результате происходит накопление
16
8
O и
12
6
C.

Дальнейшее сгорание углерода и кислорода требует более высокой температуры (> 5 · 10⁸ К) и будет происходить лишь в очень массивных звездах. При этом могут образоваться ²⁰Ne, ²³Na, ²⁴Mg, ²⁸Si, ³¹P, ³²S и др.:

12
6
C +
12
6
C →
20
10
Ne
4
2
He;

12
6
C +
12
6
C →
23
11
Na + p;

12
6
C +
12
6
C →
23
12
Mg + n;

12
6
C +
12
6
C →
24
12
Mg + γ;

16
8
O +
16
8
O →
32
16
S + 16,5 МэВ и т.д.

После выгорания кислорода ядро звезды вновь сжимается и разогревается. Когда температура достигнет приблизительно 2 · 10⁹ К, ведущим будет фоторасщепление ядер. В результате фоторасщепления вновь появляются свободные α-частицы, р, n и возникают реакции образования более тяжелых элементов из кремния (выгорание кремния):

28
14
Si + γ →
24
12
Mg +
4
2
He;

28
14
Si +
4
2
He →
32
16
S + γ.

Наиболее распространенными будут ядра типа А = 4n, так как для ядер тяжелее кремния преобладает процесс последовательного присоединения
4
2
He. При этом возникают ⁵⁶Ni, ⁵⁶Fe.

Ядра с А > 100 не могли образоваться в реакциях с заряженными частицами. Предполагают, что они возникли в процессе последовательного захвата нейтронов ядрами элементов группы

181

железа. Различают медленный s-процесс (slow) и быстрый r-процесс (rapid). s-Процесс возникает, когда концентрация свободных нейтронов мала. О существовании s-процесса свидетельствует отчетливая корреляция между распространенностью элементов N и сечением радиационного захвата нейтронов σ: σ · N = const.

Ядра, следующие за
209
83
Bi, не могли образоваться в s-процессе. Предполагают, что большинство реакций синтеза тяжелых элементов происходит в течение нескольких минут коллапса массивных звезд (вспышках сверхновых). Прямые наблюдения при вспышках сверхновых свидетельствуют о синтезе трансурановых элементов, т.е. о существовании r-процесса. Так, светимость сверхновой № GC 4725 в течение 600 дней уменьшалась по экспоненциальному закону с Т_1/2 = 55 дней. Такой период полураспада имеют три радионуклида:
7
4
Be,
89
38
Si и
254
98
Cf. Если бы это было связано с распадом
89
38
Si и
7
4
Be, то распространенность их продуктов распада ⁷Li и ⁸⁹Y была бы в 100 раз больше. Это доказывает, что происходил распад
254
98
Cf.

182

179 :: 180 :: 181 :: 182 :: Содержание