7.7. ЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ - ИСТОЧНИК НУКЛЕОСИНТЕЗА
ВО ВСЕЛЕННОЙ

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 + pd + e+ + ve,
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 + ve;  
7
3
Li + p → 
8
4
Be

или

7
4
Be + p → 
8
5
B + ve;  
8
5
B → 
8
4
Be + e+ + ve;  
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 Т1/2 = 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



Купить BlueTooth гарнитуру

Яндекс цитирования Rambler's Top100
Tikva.Ru © 2006. All Rights Reserved