к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Нуклеосинтез
Нуклеосинтез (от лат. nucleus - ядро и греч. synthesis - соединение, составление) в природе - образование в ядерных реакциях, происходящих на разл. стадиях эволюции вещества Вселенной, наблюдаемой распространённости элементов и их изотопов. Проблема Н. - это проблема происхождения хим. элементов. Н. можно разделить на три гл. стадии: космологич. Н., синтез ядер в звёздах и во взрывах звёзд, Н. под действием космич. лучей. 
Космологич. Н. - это синтез ядер на раннем этапе (до образования звёзд) эволюции вещества во Вселенной. Согласно горячей Вселенной 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 температуре Т ~10^9 К начали протекать термоядерные реакции синтеза самых лёгких элементов - дейтерия, трития и гелия: 

Стандартная горячая модель хорошо объясняет наблюдаемое обилие (относит. содержание) первичного (т. е. возникшего на этом этапе эволюции Вселенной) ^4Не в астрофиз. объектах (22% по массе). Однако образование более тяжёлых ядер на ранней стадии расширяющейся Вселенной становится невозможным, т. к. уменьшение температуры и плотности вещества ограничивает реакции синтеза и не позволяет преодолеть т. н. щели в спектре масс атомных ядер при массовых числах А = 5 и 8, обусловленные отсутствием в природе стабильных нуклидов ^5Не, ^5Li, ^8Be. Образование следующих за гелием элементов связано с более поздними этапами эволюции Вселенной. 
Большинство известных хим. элементов возникло через миллиарды лет после начала расширения Вселенной - в эпоху существования звёзд, галактик и космич. лучей. Происхождение дейтерия, лития, бериллия, бора в общей проблеме Н. представляет самостоят. интерес, т. к. эти элементы легко разрушаются в термоядерных реакциях (их равновесные концентрации малы), 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 ^4Не с антипротонами: Однако наиб. распространённым является представление о динамичном образовании лёгких элементов с помощью реакций скалывания при взаимодействии галактич. космических лучей с межзвёздной средой: быстрые протоны и альфа-частицы в составе космич. лучей бомбардируют ядра тяжёлых элементов межзвёздной среды и Солнечной системы, вызывая их расщепление на лёгкие ядра; быстрые ядра углерода, азота, кислорода в составе космич. лучей, взаимодействуя с межзвёздными ядрами водорода и гелия, также могут расщепиться на ядра лёгких элементов. Расчёты показывают, что эти ядерные реакции могут производить наблюдаемые обилия ^6Li, ^9Be, ^10В. Трудности возникают лишь при объяснении необычного изотопного состава Li и В (резко выраженное преобладание нечётных изотопов), а также при объяснении "производства" D и ^3Не, к-рые в указанных выше механизмах разрушаются явно быстрее, чем создаются. Эффективным дополнит, источником синтеза лёгких элементов, кроме космич. лучей, могут служить взрывы сверхновых звёзд. Распространение ударной волны во внеш. оболочках сверхновой и последующее охлаждение могут привести к реакциям синтеза,, а реакции скалывания на ядрах углерода, азота и кислорода, инициированные ударной волной, производят ядра Li, Be, В. 
Происхождение подавляющего большинства изотопов тяжёлых хим. элементов, начиная с углерода и кончая долгоживущими трансактиниевыми нуклидами (а возможно, и сверхтяжёлыми), обязано синтезу ядер в звёздах и во взрывах звёзд. Ядра элементов от углерода до никеля образуются в недрах звёзд в условиях высокой температуры в реакциях термоядерного синтеза. Ядра более тяжёлых элементов образуются, скорее всего, в массивных звёздах и во взрывах звёзд в результате последоват. реакций захвата нейтронов. Ядерный синтез в звёздах можно разделить на "статический" Н. (синтез ядер на равновесной гидростатич. стадии эволюции звёзд) и взрывной нуклеосинтез (синтез ядер 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 превращение водорода в гелий, создавая нек-рый избыток гелия и азота по отношению к их первичному содержанию. Образование углерода и кислорода происходит на той стадии эволюции звёзд-гигантов (см. Эволюция звёзд ),когда в их недрах полностью выгорает водород и начинается горение гелия. При температурах, соответствующих этому процессу (Т ~ 10^8 К), эффективно протекают ядерные реакции синтеза: 

При более высоких темп-pax (Т ~ 10^9 К) становятся возможными реакции горения углерода и кислорода с образованием изотопов элементов от неона до кремния. Во взрывном Н. сеть ядерных реакций (рис. 1), протекающих при Т ~ 3 х 10^9 - 10^10 К в условиях термодинамич. равновесия (т. н. е-процесс), приводит к образованию железа и соседних с ним элементов в области "железного пика" (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 перемещениям ядер по диаграмме в результате указанных реакций). Стрелки с символами,, е соответствуют перемещениям по диаграмме в результате,-распадов и электронного захвата е. Кривыми показаны пути ("каналы") реакций "горения" гелия ( * ), углерода и кислорода (^12С+^12С, ^12С + ^16О, ^16О + ^10О) с испусканием протонов (р), нейтронов (п), дейтронов (d) и альфа-частиц (). 

Ядра железа характеризуются макс энергией связи на нуклон, поэтому образование элементов тяжелее железа объясняют процессами, существенно отличными от реакций термоядерного синтеза, - процессами захвата нейтронов. Различают два вида реакций захвата ядрами нейтронов, к-рые протекают в астрофиз. объектах: s-процесс - медленный захват нейтронов, 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 .Пути нейтронного захвата в этих процессах показаны на рис. 2. Медленный нейтронный захват развивается вдоль линии стабильности ядер (область на диаграмме Z - N, занятая стабильными ядрами) при умеренных концентрациях свободных нейтронов (~10^7 - 10^8 см^-3). Положение дорожки (трека) s-процесса зависит от сечений нейтронного захвата при энергиях нейтронов 30 кэВ и от свойств ядер в полосе стабильности. Этот процесс приводит к синтезу 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 температурам ( ~ 30 кэВ). Имеющиеся эксперим. данные по сечениямв этой области энергий подтверждают осн. вывод теории s-процесса: выходы ядер в установившейся цепи s-процесса для малых областей изменения массового числа обратно пропорциональны ср. сечениям нейтронного захвата. Астрофиз. место (т. е. астрофиз. объекты или области внутри них, где возможен процесс) s-процесса должно обладать температурой Т > 10^8 К, достаточной для осуществления ядерных реакций, освобождающих нейтроны с плотностью потока ~10^15 - 10^16 см^-2 с^-1 и длительностью облучения ~10^3 лет. В качестве источников таких нейтронов были предложены реакции протекающие в недрах красных гигантов при горении гелия и при попадании водорода в области, содержащие гелий и углерод:также Возможен импульсный нейтронный захват, приводящий к образованию тяжёлых ядер в недрах звезды за счёт периодически повторяющихся вспышек её гелиевой оболочки, перемешивающих водород и углерод и обеспечивающих необходимую высокую температуру. Этот импульсный механизм создаёт условия протекания s-процесса для широкого класса звёзд средних и больших масс - от 3 до 10 
Процесс быстрого нейтронного захвата, в отличие от s-процесса, развивается в области ядер, сильно обогащённых нейтронами (рис. 2). Положение трека r-процесса зависит от скорости-распада этих ядер, энергий нейтронов и от нач. условий процесса (температуры и концентрации нейтронов). Для протекания r-процесса необходимы высокие концентрации нейтронов (больше 10^18 см^-3) и достаточно большое обилие "зародышевых" (стартовых) ядер. Астрофиз. место r-процссса остаётся до конца не выясненным, хотя существует неск. моделей развития r-процесса в разл. взрывных звёздных явлениях. В классич. типе г-процесса добавление нейтронов идёт до тех пор, пока не установится равновесие прямой и обратной реакций 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 - число нейтронов в ядре) может опять захватывать нейтроны, пока не достигнет др. критич. точки - т. н. точки ожидания-распада. Образовавшиеся ядра, обогащённые нейтронами, по мере истощения нейтронного потока постепенно возвращаются к линии ядерной стабильности путём последоват.-распадов. Считается, что равновесный r-процесс может протекать вблизи сильнонейтронизованного ядра сверхновой звезды (см. Нейтронизация вещества ).Однако обсуждается и др. тип г-процесса, развивающийся во внеш. оболочках сверхновой при прохождении через них сильной ударной волны. 
В этой модели дискуссионными являются вопросы происхождения достаточно больших потоков нейтронов и необходимого для осуществления г-процесса обилия зародышевых ядер. Протекание г-процесса приводит к образованию трансактиниевых нуклидов (^232Th, ^238U и др.). Поэтому временная шкала г-процесса должна быть достаточно длинной, для того чтобы успели синтезироваться эти нуклиды, и в то же время она должна соответствовать скорости взрывных процессов, развивающихся в течение неск. секунд. Результаты расчёта скоростей образования ядер r-процесса могут дать непосредств. ответ на принципиально важный вопрос, обсуждающийся более 25 лет, - возможен ли в природе синтез сверхтяжёлых элементов. Этот ответ во многом зависит от результатов исследования вклада процессов испускания нейтронов при бета-распадах (запаздывающие нейтроны) и деления, происходящего сразу вслед за-распадом. Для нейтронообо-гащённых ядер, находящихся на треке r-процесса, такие процессы особенно существенны. 
Разделение Н. в реакциях захвата ядрами нейтронов на s- и r-процессы не является обязательным: не исключено, что нейтронный захват в астрофиз. объектах представляет собой сложную комбинацию этих процессов. Тем не менее такой подход позволяет объяснить осн. черты наблюдаемой распространённости нуклидов за "железным пиком". Пики распространённоти при А = 90, 138, 208 соответствуют резкому повышению выходов в цепи s-процесса стабильных ядер с магич. числами нейтронов соответственно N - 50, 82, 120. Точно так же пики распространённости нуклпдов при А = 80, 130, 195 соответствуют большим выходам на дорожке г-процесса нейтроноизбыточных нуклндов с теми же числами нейтронов N = 50, 82, 126 (рис. 2). 

Рис. 2. Пути нейтронного захвата в s- и r -процессах. r-Процесс рассчитан для начальных температур 1,8 х 10^9К и концентрации нейтронов 10^28 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 линиями показаны магические числа протонов, вертикальными - магические числа нейтронов. Направление-распада показано стрелками. Линия (n, f) соответствует ядрам, которые испытывают деление при присоединении нейтрона. Разрыв в полосе стабильности связан со спонтанным делением ядер. Деление обрывает г-процесс в области ядер 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 быть образованы в s- и r-процессах. Такие обеднённые нейтронами ядра 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. Не исключено, что гл. механизм их образования связан со взрывами сверхновых, в к-рых генерируются большие потоки нейтрино, вызывающие ядерные превращения типа v + (А, Z - 1)(A,Z) + е^-. 
Изложенные выше контуры теории Н. можно считать построенными. Теория успешно описывает гл. особенности кривой распространённости нуклидов в Солпечной системе. Однако остаются нерешёнными многочисл. проблемы, связанные с соотношением пиков наблюдаемых выходов, аномалиями в содержаниях нуклидов и элементов в разл. астрофиз. объектах, неоднозначностями в выборе астрофизического места процессов ядерного синтеза.

Литература по 

1. Фаулер У. А., Экспериментальная и 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. 

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ