Приглашаем посетить сайт

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах
НУКЛЕОСИНТЕЗ

НУКЛЕОСИНТЕЗ

НУКЛЕОСИНТЕЗ (от лат. nucleus -ядро и греч. synthesis - соединение, составление) в природе - образованиев ядерных реакциях, происходящих на разл. стадиях эволюции веществаВселенной, наблюдаемой распространённости элементов и их изотопов. <Проблема Н. - это проблема происхождения хим. элементов. Н. можно разделитьна три гл. стадии: космологич. Н., синтез ядер в звёздах и во взрывах звёзд, <Н. под действием космич. лучей.

Космологич. Н. - это синтез ядер на раннемэтапе (до образования звёзд) эволюции вещества во Вселенной. Согласно горячейВселенной теории, атомные ядра, более сложные и тяжёлые, чем протон, <стали образовываться через 100 с после начала расширения Вселенной, когда в достаточно горячем веществе, <содержавшем протоны и нейтроны, при темп-ре Т~10⁹ Кначали протекать термоядерные реакции синтеза самых лёгких элементов- дейтерия, трития и гелия:

Стандартная горячая модель хорошо объясняетнаблюдаемое обилие (относит. содержание) первичного (т. е. возникшего наэтом этапе эволюции Вселенной) ⁴ Не в астрофиз. объектах (22%по массе). Однако образование более тяжёлых ядер на ранней стадии расширяющейсяВселенной становится невозможным, т. к. уменьшение темп-ры и плотностивещества ограничивает реакции синтеза и не позволяет преодолеть т. н. щелив спектре масс атомных ядер при массовых числах А =5 и 8, обусловленныеотсутствием в природе стабильных нуклидов ⁵ Не, ⁵Li,⁸Be.Образование следующих за гелием элементов связано с более поздними этапамиэволюции Вселенной.

Большинство известных хим. элементов возниклочерез миллиарды лет после начала расширения Вселенной - в эпоху существованиязвёзд, галактик и космич. лучей. Происхождение дейтерия, лития, бериллия, <бора в общей проблеме Н. представляет самостоят. интерес, т. к. эти элементылегко разрушаются в термоядерных реакциях (их равновесные концентрациималы), и поэтому их эфф. "производство" возможно лишь в неравновесных процессах. <Такие неравновесные процессы предполагаются в рамках нек-рых моделей космология. <Н., напр. образование дейтерия в реакции ⁴ Не с антипротонами:Однако наиб. распространённым является представление о динамичном образованиилёгких элементов с помощью реакций скалывания при взаимодействии галактич. космическихлучей с межзвёздной средой: быстрые протоны и альфа-частицы в составекосмич. лучей бомбардируют ядра тяжёлых элементов межзвёздной среды и Солнечнойсистемы, вызывая их расщепление на лёгкие ядра; быстрые ядра углерода, <азота, кислорода в составе космич. лучей, взаимодействуя с межзвёзднымиядрами водорода и гелия, также могут расщепиться на ядра лёгких элементов. <Расчёты показывают, что эти ядерные реакции могут производить наблюдаемыеобилия ⁶Li, ⁹Be, ¹⁰ В. Трудности возникаютлишь при объяснении необычного изотопного состава Li и В (резко выраженноепреобладание нечётных изотопов), а также при объяснении "производства"D и ³ Не, к-рые в указанных выше механизмах разрушаются явнобыстрее, чем создаются. Эффективным дополнит, источником синтеза лёгкихэлементов, кроме космич. лучей, могут служить взрывы сверхновых звёзд. Распространениеударной волны во внеш. оболочках сверхновой и последующее охлаждение могутпривести к реакциям синтеза ,,а реакции скалывания на ядрах углерода, азота и кислорода, инициированныеударной волной, производят ядра Li, Be, В.

Происхождение подавляющего большинстваизотопов тяжёлых хим. элементов, начиная с углерода и кончая долгоживущимитрансактиниевыми нуклидами (а возможно, и сверхтяжёлыми), обязано синтезуядер в звёздах и во взрывах звёзд. Ядра элементов от углерода до никеляобразуются в недрах звёзд в условиях высокой темп-ры в реакциях термоядерногосинтеза. Ядра более тяжёлых элементов образуются, скорее всего, в массивныхзвёздах и во взрывах звёзд в результате последоват. реакций захвата нейтронов. <Ядерный синтез в звёздах можно разделить на "статический" Н. (синтез ядерна равновесной гидростатич. стадии эволюции звёзд) и взрывной нуклеосинтез (синтезядер при взрывах звёзд). К механизмам статич. Н. прежде всего следует отнести водородный цикл и углеродно-азотный цикл в звёздах гл. последовательности(см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма), к-рые обеспечивают превращениеводорода в гелий, создавая нек-рый избыток гелия и азота по отношению ких первичному содержанию. Образование углерода и кислорода происходит натой стадии эволюции звёзд-гигантов (см. Эволюция звёзд), когда вих недрах полностью выгорает водород и начинается горение гелия. При темп-рах, <соответствующих этому процессу ( Т~ 10⁸ К), эффективнопротекают ядерные реакции синтеза:

При более высоких темп-pax( Т~10⁹ К) становятся возможными реакции горения углерода и кислородас образованием изотопов элементов от неона до кремния. Во взрывном Н. сетьядерных реакций (рис. 1), протекающих при Т~ 3 х 10⁹- 10¹⁰ К в условиях термодинамич. равновесия (т. н. е -процесс),приводит к образованию железа и соседних с ним элементов в области "железногопика" (максимума на кривой распространённости нуклидов вблизи А=56). В верх. половине рис. (слева) стрелками показаны ядерные превращения, <происходящие в результате взаимодействия ядер с гамма-квантами, нейтронами, <протонами и альфа-частицами (направления стрелок соответствуют перемещениямядер по диаграмме в результате указанных реакций). Стрелки с символами ,,е соответствуют перемещениям по диаграмме в результате , -распадови электронного захвата е. Кривыми показаны пути ("каналы") реакций "горения"гелия ( * ), углерода и кислорода (¹² С+¹² С, ¹² С+ ¹⁶ О, ¹⁶ О + ¹⁰ О) с испусканием протонов(р), нейтронов (п), дейтронов (d) и альфа-частиц ().

Ядра железа характеризуются макс энергиейсвязи на нуклон, поэтому образование элементов тяжелее железа объясняютпроцессами, существенно отличными от реакций термоядерного синтеза, - процессамизахвата нейтронов. Различают два вида реакций захвата ядрами нейтронов, <к-рые протекают в астрофиз. объектах: s -процесс - медленный захватнейтронов, при к-ром образовавшиеся неустойчивые ядра распадаются раньше, <чем успеет присоединиться следующий нейтрон; г-процесс - быстрый последоват. <захват большого кол-ва нейтронов, опережающий бета-распад. Путинейтронного захвата в этих процессах показаны на рис. 2. Медленный нейтронныйзахват развивается вдоль линии стабильности ядер (область на диаграмме Z- N, занятая стабильными ядрами) при умеренных концентрациях свободныхнейтронов (~10⁷ - 10⁸ см ^-3). Положениедорожки (трека) s -процесса зависит от сечений нейтронного захватапри энергиях нейтронов 30 кэВ и от свойств ядер в полосе стабильности. Этот процесс приводит ксинтезу изотопов мн. тяжёлых элементов вплоть до ²⁰⁹Bi. Осн. <звено в цепи s -процесса - нейтронный захват с последующим -распадом- хорошо моделируется в эксперименте, и большинство ядерных параметров, <необходимых для расчёта s -процесса, можно изучать в лаб. условиях. <Особенно важны в этом отношении измерения сечений нейтронного захвата при энергиях нейтронов, соответствующих звёздным темп-рам (~ 30 кэВ). Имеющиеся эксперим. данные по сечениям вэтой области энергий подтверждают осн. вывод теории s -процесса:выходы ядер в установившейся цепи s -процесса для малых областейизменения массового числа обратно пропорциональны ср. сечениям нейтронногозахвата. Астрофиз. место (т. е. астрофиз. объекты или области внутри них, <где возможен процесс) s -процесса должно обладать темп-рой Т>10⁸ К, достаточной для осуществления ядерных реакций, освобождающихнейтроны с плотностью потока ~10¹⁵ - 10¹⁶ см ^-2 с ^-1 и длительностью облучения ~10³ лет. В качествеисточников таких нейтронов были предложены реакции протекающие в недрах красных гигантов при горении гелия и при попаданииводорода в области, содержащие гелий и углерод:также Возможен импульсный нейтронный захват, приводящий к образованию тяжёлыхядер в недрах звезды за счёт периодически повторяющихся вспышек её гелиевойоболочки, перемешивающих водород и углерод и обеспечивающих необходимуювысокую темп-ру. Этот импульсный механизм создаёт условия протекания s-процессадля широкого класса звёзд средних и больших масс - от 3до 10

Процесс быстрого нейтронного захвата, <в отличие от s -процесса, развивается в области ядер, сильно обогащённыхнейтронами (рис. 2). Положение трека r -процесса зависит от скорости -распадаэтих ядер, энергий нейтронов и от нач. условий процесса (темп-ры и концентрациинейтронов). Для протекания r -процесса необходимы высокие концентрациинейтронов (больше 10¹⁸ см ^-3) и достаточно большоеобилие "зародышевых" (стартовых) ядер. Астрофиз. место r -процсссаостаётся до конца не выясненным, хотя существует неск. моделей развития r -процессав разл. взрывных звёздных явлениях. В классич. типе г-процесса добавлениенейтронов идёт до тех пор, пока не установится равновесие прямой и обратнойреакций В этот момент происходит -распад, <увеличивающий заряд ядра на единицу и настолько же уменьшающий число нейтронов. <Новое ядро (Z + 1, N -1; Z - число протонов, N - числонейтронов в ядре) может опять захватывать нейтроны, пока не достигнет др. <критич. точки - т. н. точки ожидания -распада. <Образовавшиеся ядра, обогащённые нейтронами, по мере истощения нейтронногопотока постепенно возвращаются к линии ядерной стабильности путём последоват. -распадов. <Считается, что равновесный r -процесс может протекать вблизи сильнонейтронизованногоядра сверхновой звезды (см. Нейтронизация вещества). Однако обсуждаетсяи др. тип г-процесса, развивающийся во внеш. оболочках сверхновой при прохождениичерез них сильной ударной волны.

В этой модели дискуссионными являютсявопросы происхождения достаточно больших потоков нейтронов и необходимогодля осуществления г-процесса обилия зародышевых ядер. Протекание г-процессаприводит к образованию трансактиниевых нуклидов (²³²Th, ²³⁸Uи др.). Поэтому временная шкала г-процесса должна быть достаточно длинной, <для того чтобы успели синтезироваться эти нуклиды, и в то же время онадолжна соответствовать скорости взрывных процессов, развивающихся в течениенеск. секунд. Результаты расчёта скоростей образования ядер r -процессамогут дать непосредств. ответ на принципиально важный вопрос, обсуждающийсяболее 25 лет, - возможен ли в природе синтез сверхтяжёлых элементов. Этотответ во многом зависит от результатов исследования вклада процессов испусканиянейтронов при бета-распадах (запаздывающие нейтроны) и деления, происходящегосразу вслед за -распадом. <Для нейтронообо-гащённых ядер, находящихся на треке r -процесса, <такие процессы особенно существенны.

Разделение Н. в реакциях захвата ядраминейтронов на s- и r -процессы не является обязательным: неисключено, что нейтронный захват в астрофиз. объектах представляет собойсложную комбинацию этих процессов. Тем не менее такой подход позволяетобъяснить осн. черты наблюдаемой распространённости нуклидов за "железнымпиком". Пики распространённоти при А =90, 138, 208 соответствуютрезкому повышению выходов в цепи s-процесса стабильных ядер с магич. числаминейтронов соответственно N -50, 82, 120. Точно так же пики распространённостинуклпдов при А =80, 130, 195 соответствуют большим выходам на дорожкег-процесса нейтроноизбыточных нуклндов с теми же числами нейтронов .=50, 82, 126 (рис. 2).

Рис. 2. Пути нейтронного захвата в s -и r -процессах. r -Процесс рассчитан для начальных температур1,8 х 10⁹ К и концентрации нейтронов 10²⁸ см ^-3."Задержка" присоединения нейтронов в s -и r -процессах происходит, <когда и ядрах числа нейтронов N становятся магическими(N =50,82, 126). Этому соответствуют пики выходов нуклидов при массовых числах А, указанных на диаграмме наклонными линиями. Горизонтальными линиямипоказаны магические числа протонов, вертикальными - магические числа нейтронов. <Направление -распадапоказано стрелками. Линия (n, f) соответствует ядрам, которыеиспытывают деление при присоединении нейтрона. Разрыв в полосе стабильностисвязан со спонтанным делением ядер. Деление обрывает г-процесс в областиядер с Z100,однако точная граница r -процесса неизвестна.

Многие стабильные изотопы тяжёлых элементов, <начиная с селена (⁷⁴Se, ⁷⁸Kr,^S4Sr и т. <д.), оказываются в стороне от путей нейтронного захвата и не могут бытьобразованы в s- и r -процессах. Такие обеднённые нейтронамиядра с малой распространённостью получили назв. "обойдённые". Предполагается, <что в их образовании существ. роль играют ядерные реакции захвата протонов(р,),(р, n) в звёздах, а также реакции фотоотщепления нейтрона (,n), реакции слабого взаимодействия

и упоминавшиеся выше реакции скалывания. <Проблема происхождения обойдённых ядер пока окончательно не решена. Неисключено, что гл. механизм их образования связан со взрывами сверхновых, <в к-рых генерируются большие потоки нейтрино, вызывающие ядерные превращениятипа v + ( А, Z - 1)(A,Z)+ е ^-.

Изложенные выше контуры теории Н. можносчитать построенными. Теория успешно описывает гл. особенности кривой распространённостинуклидов в Солпечной системе. Однако остаются нерешёнными многочисл. проблемы, <связанные с соотношением пиков наблюдаемых выходов, аномалиями в содержанияхнуклидов и элементов в разл. астрофиз. объектах, неоднозначностями в выбореастрофизического места процессов ядерного синтеза.

Лит.: Фаулер У. А., Экспериментальнаяи теоретическая ядерная астрофизика, поиски происхождения элементов, пер. <с англ., "УФН", 1985, т. 145, с. 441; Ядерная астрофизика, пер. с англ.,М., 1986; Крамаровский Я. М., Чечев В. П., Синтез элементов во Вселенной, <М., 1987.

В. П. Чечев, Я. М. Крамаровский.