Астронет > Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов

В.Н.РЫЖОВ

Саратовский государственный технический университет

Рассмотрено современное состояние одной из фундаментальных и достаточно сложных проблем науки - происхождение химических элементов. Обсуждены астрофизические процессы синтеза атомных ядер, обнаруживаемых в природе, отмечены некоторые неопределенности и трудности в решении этой проблемы.

Введение

Проблема происхождения атомов возникла при установлении природы источника энергии Солнца и звезд и при разработке теории Большого Взрыва Вселенной. Проблема источника энергии на Солнце была решена в конце 30-х годов XX века Х. Бете и К. Вейцзекером. На основе расчетов они пришли к выводу, что механизм генерации энергии на Солнце и в других звездах связан с образованием ядер гелия из четырех протонов: р-р-цикл и CNO-цикл (Кочаров Г.Е. // СОЖ. 1996. No 10. С. 99-105). Однако расчеты показали, что в недрах звезд за время существования Вселенной может образоваться относительно мало гелия ( $\sim$ 2%) по сравнению с наблюдаемой его распространенностью ( $\sim$ 25%).

Спустя примерно десятилетие после публикации работ Х. Бете и К. Вейцзекера, Г.А. Гамовым была разработана теория Большого Взрыва Вселенной (Васильев А.Н. // СОЖ. 1996. No 2. С. 82-88). Согласно этой теории, Вселенная прошла эру нуклеосинтеза в самый начальный момент, когда образовались протоны и нейтроны и вслед за ними изотопы водорода, гелия и лития. Предпринятая Г. Гамовым попытка развить космологическую идею образования всех атомов на раннем этапе расширения Вселенной ( $\alpha, \beta, \gamma$ -теория) путем последовательного присоединения нейтронов и последующими $\beta^{-}$ -распадами не увенчалась успехом вследствие возникшей проблемы "провала масс" - отсутствия в природе ядер с массовыми числами 5 и 8: как было установлено, ядра ⁵₂He, ⁵₃Li и ⁸₄Be очень неустойчивые и быстро распадаются.

В тот же период Э. Салпетер показал, что при условиях, характерных для недр звезд, наряду с горением водорода (р-р- и CNO-циклы) возможно горение гелия с образованием углерода. Так возникли первые основные представления ядерного синтеза, большой вклад в развитие которых кроме названных выше ученых внесли У. Фаулер, Ф. Хойл, Дж. и М. Бербиджи, А. Камерон. Согласно современным научным представлениям, практически все химические элементы образовались и образуются в результате процессов, происходящих в звездах, что приводит к эволюционным изменениям состояния звезд. Поэтому проблема образования нуклидов тесно связана также и с вопросами эволюции звезд.

Распространенность атомов и нуклидов

На основе данных о распространенности химических элементов в природе ученые пришли к выводу, что наиболее вероятным источником образования большинства ядер являются последовательности дискретных ядерных процессов, протекающих в недрах звезд, то есть отдельных групп ядерных реакций. Поэтому весьма важно в первую очередь рассмотреть некоторые данные о содержании изотопов атомов и нуклидов в Солнечной системе, звездах и газовых туманностях. Для Земли, метеоритов и Луны содержание элементов определяется непосредственно, хотя и для этих объектов имеются определенные ограничения и трудности. Метеориты, летящие через атмосферу Земли, теряют часть своего вещества, поэтому элементный анализ исследуемых объектов оказывается недостаточно полным. Химический состав планет Солнечной системы менее известен. Сведения о нем основываются в большинстве случаев на величине средней плотности вещества планет. Содержание химических элементов на Солнце, в звездах и газовых межзвездных туманностях определяют методами спектрального анализа, при этом поддается определению только химический состав атмосферы Солнца и звезд. В спектре Солнца отождествлены линии более 70 химических элементов. Однако и в атмосферах звезд и Солнца некоторые элементы не удается обнаружить по объективным причинам. Исходя из наблюдательных данных о распространенности элементов в Солнце было сделано заключение, что в хорошем приближении относительное содержание их согласуется с содержанием элементов для Земли и метеоритов, хотя есть и различия в деталях. Имеется явное расхождение в количестве легких элементов Li и Be, которых в Земле и метеоритах гораздо больше, чем в Солнце. Ядра этих атомов легко разрушаются в ядерных реакциях при температуре Солнца. Земля и метеориты, в свою очередь, бедны легкими летучими элементами.

Впервые таблица распространенности элементов была составлена Г. Зюссом и Г. Юри в 1956 году на основе химического состава земной коры, метеоритов и Солнца. Современные данные о распространенности нуклидов представлены на рис. 1 графической зависимостью содержания нуклидов от массового числа. График завершается последними устойчивыми изотопами Pb и Bi и иллюстрирует многие особенности, отражающие характерные свойства различных процессов нуклеосинтеза. Среди наиболее заметных особенностей выделяется пик группы железа, содержание элементов в котором на 2-3 порядка выше, чем на сглаженной части. Имеются также небольшие двойные пики вблизи массовых чисел 90, 135 и 200.

Рис. 1. Распространенность нуклидов в первичной солнечной туманности по отношению к содержанию кремния, принятого за 10⁶.

Синтез ядер от углерода до группы железа

Образование ядер химических элементов от углерода до группы железа, согласно современным представлениям, происходит в результате гелиевого, углеродного, кислородного, неонового и кремниевого горения в недрах звезд, то есть благодаря термоядерным реакциям, в которых участвуют названные нуклиды. Следует отметить, что расчеты ядерных реакций, протекающих в недрах звезд, не имеют столь высокой надежности в отличие от лабораторных ядерных измерений, так как в лабораторных измерениях энергии сталкивающихся частиц намного превышают значения энергии, обнаруживаемой в недрах звезд. Поэтому полученные лабораторные эффективные сечения $\sigma$ , характеризующие вероятность реакций, не могут быть приняты для астрофизических реакций, так как $\sigma$ зависит от энергии сталкивающихся частиц.

Горение гелия. После истощения запасов водорода в ядре звезды в результате р-р- или CNO-циклов он продолжает гореть в слое, который окружает это гелиевое звездное ядро. Масса гелиевого ядра постепенно увеличивается, гравитационные силы в то же время сдавливают ядро звезды, повышая его плотность и температуру. Оболочка звезды, напротив, сильно расширяется, приспосабливаясь к увеличивающейся светимости звезды так, что температура поверхности звезды даже падает. В результате изменившихся физических свойств звезда сходит с главной последовательности диаграммы "спектр-светимость" и превращается в красный гигант.

К моменту, когда в ядре звезды температура достигает 1,5 x 10⁸ К, а плотность 5 x 10⁴ г/см³, начинается так называемая тройная реакция с участием ядер гелия 3⁴He $\rightarrow$ ¹²C. Еще до экспериментального обнаружения возбужденного состояния ядра ¹²C Ф. Хойл из чисто астрофизических соображений показал, что для образования углерода в процессе горения гелия должно существовать его возбужденное состояние вблизи порога распада на ⁸Be и ⁴He. Несмотря на то что ядро ⁸Be, образующееся из двух ядер гелия, нестабильно ( $\tau\sim10^{-16}~\textrm{с}$ ), оно успевает провзаимодействовать с ядром ⁴He. Это взаимодействие является резонансным и сечение $\sigma$ достаточно велико благодаря тому, что энергия второго возбужденного состояния ¹²С^** соответствует 7,65 МэВ и близка к энергии порога распада на нуклиды ⁸Be + ⁴He, равной 7,37 МэВ.

Наряду с рассмотренной реакцией возможна реакция с образованием кислорода ¹²C + ⁴He $\rightarrow$ ¹⁶O + $\gamma$ . Относительные количества ¹²C и ¹⁶O в значительной степени определяются скоростями реакций 3⁴He и ¹²C( $\alpha,\gamma$ )¹⁶O. К сожалению, имеются значительные неопределенности в установлении скорости последней реакции. Образующиеся ядра ¹⁶O вступают в реакцию с ядрами ⁴He и образуют ядра неона ¹⁶O + ⁴He $\rightarrow$ ²⁰Ne + $\gamma$ . Ядро ²⁰Ne не обладает энергетическим уровнем, близким к порогу распада на ¹⁶O + ⁴He, и поэтому скорость этой реакции небольшая. Напротив, реакция ²⁰Ne(⁴He, $\gamma$ )²⁴Mg характеризуется многими вероятными резонансами в области температур, соответствующих горению гелия. Процесс горения гелия сопровождается другими реакциями с образованием различных нуклидов. Например, радиоактивный изотоп фтора ¹⁸F, образующийся в реакции ¹⁴N + ⁴He $\rightarrow$ ¹⁸F + $\gamma$ , в результате позитронного распада превращается в изотоп кислорода ¹⁸F $\rightarrow$ ¹⁸O + e⁺ + $\nu$ . Вслед за образованием ¹⁸O последуют реакции ¹⁸O + ⁴He $\rightarrow$ ²²Ne + $\gamma$ , ¹⁸O +⁴He $\rightarrow$ ²¹Ne + n и другие с участием гелия.

Горение углерода, кислорода, неона и кремния. Горение гелия приводит к росту звездного ядра, состоящего главным образом из углерода и кислорода. Звездное ядро окружено слоем, в котором продолжается горение He. Когда температура и плотность звездного ядра становятся достаточно большими ( $T\approx 5 \cdot 10^8$ K) в результате гравитационного сжатия ядра звезды, начинается слияние ядер углерода с образованием ядер неона, натрия и магния:

$^{12}\mbox{C} + ^{12}\mbox{C} \rightarrow \left\{\begin{array}{l} ^{20}\mbox{Ne}+^{4}\mbox{He}+4,62 \mbox{~MэВ,}\\ ^{23}\mbox{Na}+p+2,24 \mbox{~MэВ,}\\ ^{24}\mbox{Mg}+\gamma-2,60 \mbox{~MэВ.} \\ \end{array}\right.$

Одновременно с этими реакциями образуются алюминий, кремний и некоторые другие соседние нуклиды в результате захвата образующимися нуклидами высвободившихся p, n, $\alpha$ . Например, ²⁵Al образуется в результате ²⁴Mg + р $\rightarrow$ ²⁵Al + $\gamma$ .

Характер горения углерода сильно зависит от массы звезды. В массивных звездах углерод может загораться и продолжать горение в условиях статического равновесия звезды. В звездах массой всего лишь несколько солнечных масс углерод загорается в условиях вырожденного состояния электронов, если вообще сможет образоваться углеродное ядро.

Горение неона характеризуется короткой стадией и заключается в фотодиссоциации ²⁰Ne под действием высокоэнергетических $\gamma$ -квантов с отрывом $\alpha$ -частицы. Освободившиеся $\alpha$ -частицы взаимодействуют с неоном и другими ядрами до тех пор, пока не исчерпается запас неона.

Горение кислорода подразумевает слияние двух ядер ¹⁶O при энергиях несколько мегаэлектронвольт ( $Т\approx$ 10⁹К). Эта реакция имеет также несколько каналов:

$\begin{array}{l} ^{16}\mbox{O} + ^{16}\mbox{O} \rightarrow \left\{\begin{array}{l} ^{28}\mbox{Si} + ^{4}\mbox{He} + 9,59 \mbox{~MэВ,}\\ ^{31}\mbox{P} +^{1}\mbox{H}+7,68 \mbox{~MэВ,}\\ ^{31}\mbox{S}+n+1,45 \mbox{~MэВ,}\\ \end{array}\right. \\ {} \\ ^{16}\mbox{O} + ^{16}\mbox{O} \rightarrow \left\{\begin{array}{l} ^{30}\mbox{Si}+^{1}\mbox{H}+^{1}\mbox{H}+0,39 \mbox{MэВ},\\^{24}\mbox{Mg} + ^{4}\mbox{He} + ^{4}\mbox{He} - 0,39 \mbox{MэВ},\\ ^{27}\mbox{Al}+ ^{4}\mbox{He}+ ^{1}\mbox{H}-1,99 \mbox{MэВ}.\\ \end{array}\right. \\ \end{array}$

Вслед за стадией горения ¹⁶O по мере роста температуры и плотности следует горение кремния. Однако фотодиссоциации становятся подвержены сложные атомные ядра, а освобождающиеся $\alpha$ -, p-, n-частицы взаимодействуют с не успевшими диссоциировать ядрами и образуют более тяжелые ядра, включая ядра железного пика на кривой распространенности элементов. Этот процесс описывается сотней ядерных реакций. В качестве примера приведем две из них:

$^{28}\textrm{Si} + {}^4\textrm{He} \leftrightarrow {}^{32}\textrm{S} + \gamma\,, \qquad {}^{32}\textrm{S} + {}^4\textrm{He} \leftrightarrow {}^{36}\textrm{Ar} + gamma\,.$

Реакция типа ²⁸Si + ²⁸Si $\rightarrow$ ⁵⁶Ni + $\gamma$ маловероятна из-за большого кулоновского барьера. Эту реакцию символически можно заменить на следующие:

${}^{28}\textrm{Si} + \gamma \rightarrow 7\cdot{}^4\textrm{He}\,, \qquad {}^{28}\textrm{Si} + 7\cdot{}^4\textrm{He} \rightarrow {}^{56}\textrm{Ni}\,.$

Ядра ⁵⁶Ni в результате двух $\beta^-$ -распадов превращаются в ⁵⁶Fe.

Горение кремния является конечной стадией термоядерного синтеза нуклидов в массивных звездах, на которой образуются ядра группы железа, обладающие максимальной удельной энергией связи. Последующий термоядерный синтез в результате присоединения легких ядер ядрами группы железа не имеет места, так как этот процесс должен протекать только с поглощением энергии. Современные методы теоретической астрофизики позволяют рассчитывать модели звезд на содержание продуктов реакций ядерного синтеза на различных стадиях их эволюции. В качестве примера приведем рассчитанное содержание (из работы С. Уосли и Т. Уивера) основных элементов массивной звезды населения типа I на стадии предсверхновой (рис. 2).

Рис. 2. Нуклидный состав основных элементов в звезде населения типа I массой, равной 25 массам Солнца, на стадии предсверхновой в зависимости от внутреннего распределения массы (в долях солнечной массы).

Внутренние изменения нуклидного состава массивных звезд, а следовательно, и отдельные этапы их эволюции можно отобразить схемой, приведенной на рис. 3. Последняя стадия звезды не может существовать долго, так как в центре ее термоядерные реакции угасают. Это состояние звезды называется предсверхновой, предшествующее взрыву звезды вследствие нарушения в ней равновесия.

Рис. 3. Схема эволюции основного нуклидного состава массивной звезды.

Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов

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 $p$ -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: