Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов в результате взрыва сверхновых (звездный нуклеосинтез)

Образование тяжелых  и сверхтяжелых элементов в результате взрыва сверхновых (звездный нуклеосинтез)

 

 

 

Синтез атомных ядер, расположенных  в таблице Д. Менделеева за группой  железа, согласно отмеченным выше причинам, должен обеспечиваться другими механизмами и, как показали М. и Дж. Бербиджи, У. Фаулер и Ф. Хойл еще в 1957 году, такие нуклиды образуются в результате трех принципиально разных процессов: s-, r- и р-процессов.

 

s-Процесс. Этот процесс представляет собой медленный захват нейтронов, при котором образующиеся неустойчивые ядра распадаются прежде, чем успеют присоединить следующий нейтрон. Поэтому можно заключить, что s-процесс идет в недрах звезд при их нормальной стадии эволюции. Рассмотрим физическую сторону медленного захвата нейтронов. Число захватов нейтронов ядрами мишени в единицу времени и в единице объема можно определить следующим образом: N = n1n2бsnс, где n1 и n2 - концентрации ядер мишени и нейтронов, s - эффективное сечение захвата нейтрона ядром, n - относительная скорость участвующих в столкновении частиц. Эффективное сечение захвата нейтронов, как показывают эксперименты, подчиняется соотношению s ~ 1/ n. Следовательно, можно считать бsnс = const. Тогда время захвата нейтрона одним ядром определяется как tn = [nnбsnс] -1. Зная произведение бsnс, а также время захвата нейтронов tn , можно найти концентрацию нейтронов nn .

 

Время захвата нейтронов в s-процессе оценивают на основе так называемого  теплового характерного времени, которое  определяется приблизительно отношением гравитационной энергии звезды к ее светимости. Величина tn для всех нормальных звезд больше 104 лет, и, если принять характерное значение бsnс = 3 " 10- 23 м3/с, можно оценить необходимую концентрацию нейтронов в s-процессе. Расчеты дают значение ~1011 м- 3, которое существенно мало по сравнению с общей концентрацией нуклонов в недрах нормальных звезд (r > > 103 кг/м3, n > 6 " 1029 м- 3).

 

Важным условием протекания s-процесса в звездах является источник нейтронов. Имеются две предпочтительные реакции 13C(a, n)16O и 22Ne(a, n)25Mg, в результате которых освобождается нейтрон. Каждая из них имеет свои недостатки и преимущества. Доказательством участия s-процесса в образовании тяжелых элементов служит факт примерно постоянной величины произведения сечения нейтронного захвата s на содержание элемента nA , образованного в s-процессе в интервале между ядрами с заполненными нейтронными оболочками.

Примером фрагмента цепочки  последовательных ядерных s-захватов нейтронов  может служить схема

 

56Fe + n 57Fe + n 58Fe + n 59Fe

 

59Co + n 60Co 60Ni + n

 

61Ni +n 62Ni + n 63Ni и т.д.

 

Завершаются цепочки превращений s-процесса на изотопах свинца и висмута 209Bi, так как последующие нуклиды 210Рo и 211Рo претерпевают a-распад с периодом полураспада 138 суток и 0,5 с соответственно, превращаясь в свинец.

 

r-Процесс. Тяжелые и сверхтяжелые элементы, находящиеся в таблице Менделеева за Bi, образуются в результате r-процесса. В этом процессе ядро должно быстро последовательно захватить много нейтронов, прежде чем произойдет его b--распад. Ядра захватывают нейтроны в реакциях (n, g), и захваты продолжаются до тех пор, пока скорость реакции (n, g) не уравновесится со скоростью реакции выбивания нейтрона под действием g-фотона (либо скоростью b--распада). После этого ядро "ждет", пока произойдет b--распад, что позволит ему снова захватить нейтроны. Такой процесс может осуществляться при соответствующей концентрации нейтронов и при требуемых параметрах сечений реакции (n, g) и скоростей b--распадов. Для оценки скоростей b--распада очень неустойчивых ядер предлагаются разнообразные схемы и методы, поскольку скорости b--распада зависят не только от энергии связи ядра, но и других факторов звездной среды. Разные методики оценивают время задержки ядра до b--распада в пределах 0,1 # tb # 30 с.

 

Второе характерное время r-процесса - это время, которое требуется  для захвата нейтронов. Оно может  быть сравнимо со временем взрыва звезды, которое по порядку величины равно времени свободного падения tg в поле тяжести звезды. Предполагая, что полная продолжительность расширения не больше 10tg и 10tg # tb # # 30 с, можно получить верхний предел начальной концентрации нейтронов для осуществления r-процесса, равный 1033 см- 3. Как видно, начальная концентрация нейтронов в звездах должна быть достаточно большой. В последние годы предпринимаются попытки расчетов сетки реакций с учетом неравновесных эффектов. Эти расчеты показывают, что r-процесс может наступать и при значительно меньших концентрациях нейтронов.

 

Возможными астрофизическими условиями  протекания r-процесса считаются механизмы, являющиеся следствием взрывов сверхновых, так как реакции быстрого захвата нейтронов в стационарных звездах невозможны. Распространяющаяся ударная волна в сверхновой инициирует интенсивное протекание ядерных реакций с выделением нейтронов на 22Ne и 18O либо в гелиевом слое, либо в углерод-неоновом слое. Однако недостаток этих механизмов состоит в том, что реальные модели сверхновых, по-видимому, не могут создать достаточного количества нейтронов, чтобы получить полную картину распространенности r-ядер. Окончание r-процесса прерывается спонтанным делением сверхтяжелых ядер, поскольку для ядер с большим массовым числом спонтанное деление будет происходить быстрее, чем b--распад. При этом продукты деления сверхтяжелых ядер вновь становятся зародышевыми ядрами для дальнейшего протекания r-процесса. Согласно расчетам, трек r-процесса может доходить до ядер, содержащих 184 нейтрона.

 

Начальными зародышевыми ядрами в r-процессе являются, так же как и  для s-процесса, ядра группы железа. Поэтому  на кривой распространенности ядер имеются  двойные пики вблизи атомных масс 90, 135 и 200, которые коррелируют с магическими числами нейтронов соответственно 50, 82 и 126. Это является отражением того факта, что трек r-процесса проходит в нейтроноизбыточной области далеко от полосы стабильности (примерно на 10 нейтронов), в то время как трек s-процесса идет по полосе стабильности

 

 

Заканчивая раздел, следует отметить, что быстрый захват нейтронов  был частично реализован в искусственных  условиях при взрывах ядерных  бомб, начиненных ураном 238U. При взрыве не все ядра успевали делиться с  выделением энергии, часть их захватывала до 17 нейтронов 238U + 17n 255U и затем следовала цепочка b--распадов с образованием трансурановых элементов вплоть до фермия

 

р-Процесс представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти ядра не могут быть созданы. К таким ядрам следует в первую очередь отнести изотопы олова 111Sn, 112Sn и 115Sn. Однако физические модели условий протекания р-процесса в звездах остаются пока в большей степени неоднозначными по сравнению с процессами захвата нейтронов.

 

 

 

 

 

ЛИТЕРАТУРА

 

1. Ядерная астрофизика / Под ред. Ч. Барнса и др. М.: Мир, 1986. 519 с.

 

 

2. Рыжов В.Н. Эволюция Вселенной и происхождение атомов. Саратов: МВУИП "Сигма-плюс", 1998. 64 с.