two

Мир собирается объявить бесполётную зону в нашей Vselennoy! | Президенту Путину о создании Института Истории Русского Народа. |Нас посетило 40 млн. человек | Чем занимались русские 4000 лет назад? | Кому давать гранты или сколько в России молодых ученых?

477
в зв╦зд, а следовательно, п соотношения масса≈светимость, по к-рому строится диаграмма Герцшпрунга ≈ .Рссселла. С уч╦том времени, ушедшего на образование шаровых скоплений, значение возраста Вселенной, установленного этим методом, составляет 11 ≈ 18 млрд. лет.
Третий метод определения возраста ≈ метод ядерной К.≈ основан на исследовании относит, содержания радиоактивных долгожпвущих изотопов, к-рое меняется со временем как из-за радиоакт. распада ядер, так и вследствие др. радиоакт. превращений в процессе продолжающегося нуклеосинтеза. Знание закона изменения относит, концентрации изотопов позволяет определить возраст исследуемого объекта. Для анализа врем╦н порядка млрд. лет и больше используются ядра-хронометры с длит, периодом полураспада (табл. 1).
Табл. 1. ≈ Долгоживущие ядра-хронометры


Ядро	Продукт распада	Период полураспада, млрд. лет	В каких процессах образуется
"К ........	ЙОГЯ 40 А_г VJEl , Л1	1,28	5
"Rb .......	^H7Sr	48	Т S
*'^aCti .......	"∙in	9- 10^е	' ' " £
123 f£	i"Sb	1,24-1 О⁴	£
^l"La .......	^1лвВа	135	р*
"⁴1\С1 .......	i*°Ce	2, 1-10"	Sf . '
"^:Sm .......	"'Nd	106	ST* 7 '
>*⁸Sm .......	!44_Nd	7-10"	S
*«Gd .......	¹⁴⁸Sm	1, ЫО⁶	8
^I7eLu .......	1Тв_Н\|	36	a
**^eoe .......	1я2\у	2,0.10^е	s
^laTRp	^1я;Оа	50	s, г
^1B°Pt	i"⁸O6	610	р*
^a32Th .......	^ao8Pb	14.05	Т
^SS£TJ ,,-....	²"Pb	0,704	г
i»"U .......	20«pb	4,468	г

* Обогащ╦нные протонами нуклиды.
Наиб, шпроко из представленных в табл. изотопов для определения возраста Вселенной применяют изотопы U и Th, к-рые образуются только в быстром ядерном процессе ≈ г-процессе (r-rapid), протекающем при высоких темп-pax, больших плотностях свободных нейтронов и сопровождающемся многократными нейтронными захватами с образованием нейт-роноизбыточных ядер (см. Ядерная астрофизика.}.
Рис. 2. Зависимость скорости галактического нуклеосинтеза от времени (соФаулеру). Значение i = 0 соответствует времени образования Галактики, S ≈ вклад от вспышки сверхно-вон.
время
Земля ь =T_Q t
Метеорить¹ -'
Образование Солнечной системы
Использование для К. более л╦гких изотопов из табл. 1 требует уч╦та также и медленного процесса ≈ s-процесса (s-slow) нейтронного захвата, протекающего при гораздо меньших темп-pax и плотностях свободных нейтронов. Хотя одновременный уч╦т влияния как г-, так и s-процессов на образование ядер-хрономотров сложен, данные о Ту, полученные методами ядерной K._t укладываются в интервал 10≈20 млрд. лет и пока но дают большей точности. Надежды на более точное определение Т_и связывают с U ≈ Th-методом потому, что изотопы ²³⁶U, ^23SU n ²³²Th образуются в одном
г-процессе, теория которого достаточно полно разработана.
Метод определения возраста по анализу содержания в них урана предложил Э. Резерфорд (Е. Rutherford, 1929). Совр. основы методов ядерной К. разработал У. Фаулер (W. Fowler, 1957≈61). Согласно Фаулеру, интенсивность нуклеосинтеза ядер в г-процессе уменьшается от момента образования Галактики (J = 0) до момента t= Д (Д ≈продолжительность нуклеосинтеза) по экспоненциальному закону с временной постоянной T_R (рис. 2). Образованию Солнечной системы в момент /з предшествовал период конденсации вещества, начавшийся после окончания нуклеосинтеза (его длительность на рис. обозначена 6). Развитием экспоненциальной модели Фаулера явилось введение всплеска интенсивности нуклеосинтеза (S). Пик нуклеосинтеза 3 был введ╦н из-за обнаружения в метео-
Табл. 2. ≈ Короткоживущие ядра-хронометры


Ядро	Продукт распада	ГТериод полураспада, млн. лет	В каких процессах образуется
^2вА1 .......	?B_Mg	0,72	Р
^ЙЗМп .......	^S3Cr	3,7	Р
"⁷Pd .....	¹⁰⁷Ag	6,5	s
12HJ	'²⁸Xe	17	SV ∙> '
¹⁴"Sm .......	14SVf1 ∙-^ M	103	р
^2o&Pb ....,,,	iOSf]	34	5
"*Pu .......	aas'j'j^	82	Г
"⁷Cm ......	2aftU	16	Г

ритном веществе следов относительно короткожину-щих (в масштабе 1C¹⁰ лет) изотопов ²⁴⁴Pu, ^VJ9I и др. (табл. 2), что, возможно, вызвано близким взрывом сверхновой звезды, произошедшим до или во время образования Солнечной системы,
Зависимость скорости нуклеосинтеза от времени, представленная на рис. 2, описывается ур-нием для концентрации N _А ядра с данным массовым числом А :
, (2)
где тд ≈ период полураспада ядра А , АД ≈ скорость его образования, Д₅ ≈ продолжительность нуклеосинтеза в S-нике, определяемая тем, что произведен но
ХдДу да╦т число образовавшихся ядер с данным значением А . До сформирования Галактики ядра тяжелее ⁴Не не синтезировались, поэтому Л^гл (£=Q)s=G. Ур-ние (2) решается аналитически и содержит для двух изотопных отношений
четыре неизвестных параметра: Д, T_R> S и б. Змия из наблюдений значения Х₂₈≈ 3,75 и ^₅₃^=0, 007253 и используя закон радиоакт. распада (см. Радиоактивность), можно определить относит, концентрации изотопов в момент Д-рб. Хотя период б<2-10⁸ лет относительно мал и на обилие U и Th существенно не влияет, величина б определяется тем не менее довольно успению (по анализу продуктов распада короткоживущих изотопов-хронометров, представленных в табл. 2). Из тр╦х оставшихся неопредел╦нными параметров два фиксируются отношением 7¹_/г/Д=0,43, полученным Фаулором ив анализа относит, концентрации ¹⁸⁷Re/^ls7Os и ¹⁷⁶Lu/^l78Hf хронометрия, пар Re≈ Os и Lu≈ Hf. Оставшаяся неопредел╦нность во влиянии б'-пика (взрыва сверхновой па наблюдаемую распростран╦нность элементов) может быть снята при получении более точных данных об относит, концентрациях ²⁴⁴[-4l_t а возможно также ²⁴⁷Ст и др. ядер из табл. 2. Многочисл. расч╦ты возраста вещества Галактики t_G уран-ториевым методом дают у разных исследователей различающиеся значения, но укладывающиеся в основном в определ╦н-
О О
о
о. х
О
и о
481
1 31 Физическая энциклопедия, г. 2