(Окончание. Начало в №1 за 2021 г.)

6. Процесс медленного захвата нейтронов (s-процесс). Реакции захвата нейтронов не имеют таких трудностей, как захват заряженных частиц из-за отсутствия кулоновских сил отталкивания.

Считается, что реакции образования тяжёлых элементов за железным максимумом (атомный вес больше 60) происходит главным образом в реакциях захвата нейтронов. Но нейтрон стабилен в условиях чрезвычайно большой плотности (атомные ядра, нейтронные звёзды).

В противном случае он быстро распадается (период полураспада Т_1/2 = 12,8 минут) по схеме:

¹п_о → ¹р₁ + е + ν ^–,

где ¹п_о – нейтрон, ¹р₁ – протон, е – электрон, ν ^– – антинейтрино.

Различают два типа этих реакций:

1) медленный захват нейтронов (s-процесс, от англ. slow – медленный), когда время между двумя последующими захватами нейтронов больше времени бета-распада (β-распада) сформированного предыдущим захватом нейтрона нестабильного ядра,

2) быстрый захват нейтронов (r-процесс, от англ. rapid – быстрый), когда время между последующими захватами нейтронов меньше времени β-распада нестабильного ядра, и ядро за это время успевает присоединить перед этим распадом ещё один или больше нейтронов.

    После выгорания гелия и образования неактивного углеродно-кислородного ядра слой горения гелия над ядром звезды из-за конвекции может вступать в контакт со слоем горения водорода, где в реакциях углеродно-азотного цикла реализуется реакция

¹³С₆ + ⁴Не₂ → ¹⁶О₈ + ¹п_о,

как поставщик свободных электронов. В звёздах не первого поколения, содержащих тяжёлые химические элементы, эти нейтроны могут присоединяться к тяжёлым ядрам, например:

⁵⁶Fe₂₆ + ¹п_о → ⁵⁷Fe₂₆ → ⁵⁷Co₂₇ + е + ν ^–.

Процесс продолжается до образования ядра ²⁰⁹Ві₈₃. Более массивные ядра не могут синтезироваться, так как следующее за ²⁰⁹Ві₈₃ ядро полония-210 неустойчивое и подлежит не бета, а альфа-распаду с полупериодом Т_1/2 = 138 суток.

²⁰⁹Ві₈₃ + ¹п_о → ²¹⁰Ро₈₄ + е + ν ^– → ²⁰⁶Pb₈₂ + ⁴Не₂.

После образования элементов железного максимума равновесие звезды (когда силе гравитационного сжатия противодействует сила светового и теплового давления за счёт термоядерных реакций) нарушается, и ядро массивной звезды сжимается в нейтронную звезду плотностью 100 млн т/см³ или в чёрную дыру.

Очевидно, что в большинстве случаев гравитационный коллапс в конце эволюции массивной звезды вызывает взрыв сверхновой. Во время коллапса стремительное падение оболочки «отражается» нейтронным ядром, и мощная ударная волна, распространяясь наружу, вызывает разогревание оболочки до температур, достаточных для взрывного нуклеосинтеза. При этом кроме многих вышеназванных реакций, реализуются также реакции быстрого захвата нейтронов, захвата протонов и другие.

7. Процесс быстрого захвата нейтронов (r-процесс). При упрощённых расчётах r-процесса (постоянные температура и интенсивность нейтронного облучения) найдено, что для возникновения обогащённых нейтронами ядер необходимы условия, возможные только в динамических процессах, т. е. при взрывах сверхновых звёзд.

При этом интенсивный поток нейтронов могут обеспечить: богатая нейтронами оболочка сверхновой в нижних слоях выброшенного взрывом вещества; ударная волна, проходя через гелиевый слой звезды, может вызывать реакции с освобождением нейтронов.

Поток нейтронов должен быть настолько интенсивным, чтобы в реакциях участвовали ядра з Т_1/2 = 1 с (для сравнения в s-процессе задействованы ядра с Т_1/2 = 10–100 лет).

В r-процессе образуются тяжёлые радиоактивные элементы. Согласно недавним данным, самые тяжёлые элементы (например, уран, плутоний) образуются также при столкновении нейтронных звёзд. Эта идея получила недавно, в 2017 г., подтверждение наблюдениями гравитационных волн при столкновении двух нейтронных звёзд на обсерватории LIGO (Laser Interferometer Gravitational Wave Observatory, CША).

Очевидно, первичное солнечное вещество имело в составе «заурановые» элементы, которые распались в своё время и не сохранились до наших дней. Но как реликт r-процесса на Земле до наших дней сохранились радиоактивные элементы, благодаря которым человек смог обнаружить источник гигантской энергии, сконцентрированной в атомном ядре, и использовать её с пользой для себя (или во вред?).

8. Процесс захвата протонов (р-процесс). В природе встречаются изотопы, обогащённые протонами, которые не могли образоваться в процессах захвата нейтронов. Поэтому их называют обойдёнными изотопами. Они имеют существенно меньшую распространённость во Вселенной (приблизительно на два порядка), по сравнению с близкими к ним по таблице Менделеева s- и r-ядрами.

Анализ распространённости обойдённых ядер показывает, что они не могли образоваться на стадиях спокойной эволюции звёзд. Очевидно, что они появились при взрывах сверхновых. Считается, что обойдённые ядра сформировались в процессе быстрого захвата протонов (ядер атомов водорода) при прохождении ударной волны через наружный водородный слой сверхновой.

Учитывая незначительную распространённость обойдённых изотопов, выходит, что р-процесс – сравнительно редкое или малоэффективное явление в нуклеосинтезе. Следовательно, «зажелезные» элементы образуются главным образом в процессах захвата нейтронов.

В Галактике обнаружено около 120 остатков сверхновых, и среди них – знаменитая Крабовидная туманность (рис. 6).

Выброшенное при взрывах сверхновых вещество, обогащённое тяжёлыми химическими элементами, рассеивается в окружающем пространстве и, смешиваясь с межзвёздным газом, потом проявляется в протяжённых уплотнениях этого газа, в так называемых сверхоблаках, в недрах которых формируются молодые звёзды с преобладанием тяжёлых химических элементов по сравнению с более старыми звёздами.

Спектральные наблюдения звёзд подтверждают наличие такой разницы в химическом составе звёзд разного возраста. Упрощённая схема эволюции звёзд разных масс представлена на рис. 7.

9. Редкостные лёгкие элементы литий, бериллий и бор. Стороной от эволюции звёзд проходит образование большинства редкостных лёгких элементов – лития, бериллия и бора. Эти элементы характерны существенно меньшей распространённостью по сравнению с ближайшими к ним по таблице Менделеева и низкой стабильностью ядер. В недрах звёзд они разрушаются до начала горения водорода. С учётом этого их распространённость должна быть 10^–13 относительно водорода. Оказалось, однако, что их реальная распространённость в 100 раз больше.

Для объяснения этого расхождения были предложены так называемые реакции скалывания, которые могут происходить на поверхности молодых, нестабильных т. наз. вспыхивающих звёзд. Эта гипотеза подтвердилась обнаруженным существенным содержанием лития в такого типа звёздах. Но наличная распространённость лития, бериллия и бора всё же превосходила обнаруженные в этих звёздах.

Поэтому был предложен другой источник их происхождения, а именно – реакции скалывания при взаимодействии космических лучей с межзвёздным веществом. Достаточно энергичные протоны могут вызывать реакции скалывания со всеми ядрами,

Но наиболее существенными для происхождения редкостных лёгких элементов являются реакции взаимодействия протонов с ядрами углерода, азота и кислорода. Примером могут быть такие реакции:

¹²С₆ + ¹р₁ → ⁷Li₃ + ⁴Не₂ + 2¹р₁ ,

¹²С₆ + ¹р₁ → ⁷Ве₄ + ⁴Не₂ + ¹р₁ + ¹п,

¹²С₆ + ¹р₁ → ¹¹В₅ + 2¹р₁.

Реакции такого типа с образованием упомянутых лёгких элементов возможны также при бомбардировке протонами ядер азота и кислорода.

Идея о происхождении редкостных лёгких элементов в космических лучах стала общепризнанной и подтверждается данными наблюдений:

1) в космических лучах этих элементов на пять порядков больше, чем в звёздах;
2) вероятность реакций образования этих элементов соответствует их количественному соотношению за исключением лития-7, которого оказалось на порядок больше от ожидаемого количества.

Очевидно, изотоп лития-7 имеет космологическое происхождение и появился в момент первичного синтеза во время Большого Взрыва. Действительно, расчёты для горячей модели Вселенной показали, что распространённость космологических изотопов ¹Н₁, ³Не₂, ⁴Не₂ и ⁷Li₃ соответствует наблюдениям.

Согласно научным данным, химический состав Солнца, звёзд, межзвёздного газа и галактик оказался почти одинаковым. Кроме спектров Солнца, звёзд и галактик при этом учитывался также первичный состав космических лучей до их столкновения с атомами атмосферы Земли, химический состав метеоритов и лунного вещества, данные геохимии, а для определения распространённости водорода и гелия использованы результаты космологии и теоретические расчёты химической эволюции вещества в звёздах.

Нынешняя точность определения распространённости химических элементов в космосе невысокая: считается, что водорода – 77%, гелия – 21%, а всех более тяжёлых элементов – 2% по массе.

Ядерная космохронология. Уже в 1929 г. английский физик Эрнест Резерфорд (1871–1937) предложил метод оценки продолжительности нуклеосинтеза в Галактике, исходя из остаточного количества долгоживущих радиоактивных изотопов. В частности, периоды полураспада тория ²³²Th₉₀, урана-238 ²³⁸U₉₂ и урана-235 ²³⁵U₉₂ равны соответственно 14,5, 4,5 і 0,7 млрд лет. Поэтому эти изотопы можно использовать для определения временных промежутков, сопоставимых со временем существования Вселенной.

Уильям Алфред Фаулер (1911–1995) сравнивает этот метод с определением времени по песочным часам. «Верхняя чаша» таких часов наполнена первичными радиоактивными изотопами, а «нижняя» – продуктами их распада. Правда, приведенная аналогия не совсем справедлива, т. к. верхняя чаша этих природных часов всё время пополняется за счёт процессов нуклеосинтеза, а нижняя теряет продукты распада за счёт их разрушения в звёздах. Но это неудобство можно исправить дополнительными расчётами.

В работе супругов Маргарет и Джефри Бербидж, Уильяма Фаулера и Фреда Хойла по данным о трёх вышеназванных изотопах найдено, что синтез их начался 17,9 млрд лет назад (точность +2 и –4 млрд лет). Эта величина близка к современному определению возраста Вселенной – 13,8 млрд лет.

Определение возраста метеоритов свидетельствует, что кристаллизация вещества в Солнечной системе состоялось 4,6 млрд лет назад. Затвердение старейших лунных пород датируется тем же возрастом 4,6 млрд лет. Долгое время возрастом старейших пород Земли считалось 3,8 млрд лет.

Сравнительно недавно группа американских и канадских учёных обнаружила в Канаде образцы пород возрастом 4,2 млрд лет. Очевидно, что первые затвердевшие земные породы не сохранились вследствие активных геологических процессов на нашей планете.

Исходя из надёжного определения возраста старейших твёрдых пород Солнечной системы (в частности, метеоритов), момент 4,6 млрд лет назад принято за нулевую точку отсчёта в космохронологии.

В настоящее время имеются убедительные данные о том, что сначала в Солнечной системе были короткоживущие изотопы – алюминий-26, палладий-207, йод-129 и плутоний-244 – с периодами полураспада соответственно 0,72, 6,5, 17,0 и 82 млн лет. Если соотношение Al-26/Al-27 было не меньше 10^–4, то радиоактивный распад алюминия-26 был преобладающим источником ионизации протопланетной туманности.

Ионизованное вещество туманности, жёстко связанное с магнитными силовыми линиями, раскручивалось мощным магнитным полем сжимающегося и быстро вращающегося протосолнца. Вследствие этого Солнце передавало свой вращательный момент протопланетному облаку и замедляло своё вращение.

Перераспределение в прошлом момента количества движения между Солнцем и планетами подтверждается тем, что Солнце, заключающее в себе 99,87% массы Солнечной системы, содержит лишь 2% её вращательного момента. Из анализа соотношения Mg-26/Al-27 (Mg-26 – продукт распада Al-26, Al-27 – стабильный) найдено, что не позднее 3 млн лет после синтеза Al-26 в Солнечной системе образовались силикатные капли.

Данные радиоактивного β-распада Pd-107 → Ag-107 свидетельствуют об образовании и расплавлении небольших протопланетных тел (меньше 100 км) за время около 12 млн лет. Детальные расчёты процессов аккреции планет земного типа из малых протопланетных тел, выполненные Виктором Сергеевичем Сафроновым (1917–1999), позволяют оценить продолжительность этого события интервалом времени около 100 млн лет.

Анализ изотопного состава вещества Солнечной системы (земные и лунные породы, спектральные исследования Солнца, космические лучи и др.) свидетельствуют о разнообразии ядерных процессов, обеспечивших имеющиеся в Солнечной системе изотопы. По некоторым расчётам до обособления протосолнечного облака произошло не менее 50 событий нуклеосинтеза, в которых могли принимать участие около 2500 звёзд.

Возможно, что Солнце является звездой второго или третьего поколения, т. е. протосонечное вещество раз или два раза уже побывало в недрах звёзд и в реакциях ядерного нуклеосинтеза обогатилось тяжёлыми химическими элементами.

Было выявлено также, что на фоне общего медленного галактического нуклеосинтеза, образовавшего протосолнечное вещество, выделяются три события с интервалом около 100 млн лет. Возможно, что последнее из них – вспышка сверхновой вблизи протосолнечного облака – стала спусковым механизмом для конденсации Солнца и планет.

Словарик

Адроны (от греч. αδρος – сильный) – тяжёлые элементарные частицы в т. ч. протоны и нейтроны.
Альфа-распад – вид спонтанного радиоактивного преобразования тяжёлых атомных ядер с выбрасыванием α-частиц.Аннигиляця – от лат. ad – до и nihil – ничто) – взаимодействие элементарных частиц с соответствующими им античастицами, в результате чего появляются другие частицы.
Бета-распад – тип радиоактивного преобразования нестабильных атомных ядер с излучением электрона или позитрона.
Гамма-кванты (γ – третья буква греческого алфавита и лат. quantum – порция, часть) – жёсткое излучение с длиной волны меньше рентгеновского.
Дейтерий (от греч. δευτερος – второй) – тяжёлый изотоп водорода, атомное ядро которого (дейтрон) состоит из протона и нейтрона.
Дефект масс – разница между суммарной массой элементарных частиц до реакции и массой ядер, полученных в реакции.
Звёздный ветер – поток элементарных частиц и ядер атомов от звёзд, в т. ч. и от Солнца.
Изотопы (от греч. ισος – одинаковый и τοπος – место) – разновидность атомов химических элементов, отличающихся количеством нейтронов в ядре, т. е. массами ядер.
Квазар (сокращение от англ. quasistellar – будто звёздный) – мощный источник излучения, по нынешним данным – галактики на ранней стадии эволюции.
Коллапс (от лат. collapcus – обрушение) – здесь стремительный обвал вещества звезды в направлении ядра под действием силы тяжести.
Космология (от греч. κοσμος – Вселенная и λογος – слово, учение) – наука о Вселенной.
Лептоны (от греч. λεπτος – лёгкий) – группа легчайших элементарных частиц (электроны, позитроны, нейтрино и др.).
Нуклон (от лат. nucleus – ядро) – общее название протонов и нейтронов, составляющих атомное ядро.
Протозвезда (от греч. πρωτος – первый) – дозвёздная туманность, образующая при сжатии звезду.
Спектр (от лат. spectrum – образ) – здесь частотная характеристика световой волны.
Термоядерные реакции (от греч. θερμη – жар и ядерный) – реакции соединения лёгких ядер химических элементов в более тяжёлые при высоких температурах.
Тритий (от греч. τριτος – третий) – тяжелейший изотоп водорода, содержащий в атомном ядре протон и два нейтрона.
Фотодиссоциация (от греч. φωτοσ – свет и лат. dissociatio – разъединение) – разрушение атомных ядер под действием жёстких гама-квантов.
Фотон (от греч. φωτοσ – свет) – частичка, порция света, другое название – квант.

И.А. Дычко, кандидат физико-математических наук, г. Полтава