|
|
Статьи Соросовского Образовательного журнала в текстовом формате
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.
ЗВЕЗДНЫЙ НУКЛЕОСИНТЕЗ - ИСТОЧНИК ПРОИСХОЖДЕНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВВ. Н. РЫЖОВ
Саратовский государственный технический университет
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. ╧ 10. С. 99-105). Однако расчеты показали, что в недрах звезд за время существования Вселенной может образоваться относительно мало гелия (~ 2%) по сравнению с наблюдаемой его распространенностью (~ 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. ╧ 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 (a, b, g-теория) путем последовательного присоединения нейтронов и последующими b--распадами не увенчалась успехом вследствие возникшей проблемы "провала масс" - отсутствия в природе ядер с массовыми числами 5 и 8: как было установлено, ядра и 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.
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 s, характеризующие вероятность реакций, не могут быть приняты для астрофизических реакций, так как s 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 " 108 К, а плотность 5 " 104 г/см3, начинается так называемая тройная реакция с участием ядер гелия 34He 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 (t © 10-16 с), оно успевает провзаимодействовать с ядром 4He. Это взаимодействие является резонансным и сечение s 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 16O + g. Относительные количества 12C и 16O в значительной степени определяются скоростями реакций 34He и 12C(a, g)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 20Ne + g. Ядро 20Ne не обладает энергетическим уровнем, близким к порогу распада на 16O + 4He, и поэтому скорость этой реакции небольшая. Напротив, реакция 20Ne(4He, g)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 18F + g, в результате позитронного распада превращается в изотоп кислорода 18F 18O + e+ + n. Вслед за образованием 18O последуют реакции 18O + 4He 22Ne + g, 18O + 4He 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 © 5 " 108 K) в результате гравитационного сжатия ядра звезды, начинается слияние ядер углерода с образованием ядер неона, натрия и магния:
Одновременно с этими реакциями образуются алюминий, кремний и некоторые другие соседние нуклиды в результате захвата образующимися нуклидами высвободившихся p, n, a. Например, 25Al образуется в результате 24Mg + р 25Al + g.
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 g-квантов с отрывом a-частицы. Освободившиеся a-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 © © 109К). Эта реакция имеет также несколько каналов:
Вслед за стадией горения 16O по мере роста температуры и плотности следует горение кремния. Однако фотодиссоциации становятся подвержены сложные атомные ядра, а освобождающиеся a-, 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:
28Si + 4He 32S + g, 32S +4He 36Ar + g.
Реакция типа 28Si + 28Si 56Ni + g маловероятна из-за большого кулоновского барьера. Эту реакцию символически можно заменить на следующие:
28Si + g 74He, 28Si + 74He 56Ni.
Ядра 56Ni в результате двух b--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). 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.
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 р-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: N = n1n2бsnс, где n1 и n2 - концентрации ядер мишени и нейтронов, s - эффективное сечение захвата нейтрона ядром, n - относительная скорость участвующих в столкновении частиц. Эффективное сечение захвата нейтронов, как показывают эксперименты, подчиняется соотношению s ~ 1/ n. Следовательно, можно считать бsnс = const. Тогда время захвата нейтрона одним ядром определяется как tn = [nnбsnс] -1. Зная произведение бsnс, а также время захвата нейтронов tn , можно найти концентрацию нейтронов nn .
Время захвата нейтронов в s-процессе оценивают на основе так называемого теплового характерного времени, которое определяется приблизительно отношением гравитационной энергии звезды к ее светимости. Величина tn для всех нормальных звезд больше 104 лет, и, если принять характерное значение бsnс = 3 " 10- 23 м3/с, можно оценить необходимую концентрацию нейтронов в s-процессе. Расчеты дают значение ~1011 м- 3, которое существенно мало по сравнению с общей концентрацией нуклонов в недрах нормальных звезд (r > > 103 кг/м3, n > 6 " 1029 м- 3).
Важным условием протекания s-процесса в звездах является источник нейтронов. Имеются две предпочтительные реакции 13C(a, n)16O и 22Ne(a, n)25Mg, в результате которых освобождается нейтрон. Каждая из них имеет свои недостатки и преимущества. Доказательством участия s-процесса в образовании тяжелых элементов служит факт примерно постоянной величины произведения сечения нейтронного захвата s на содержание элемента nA , образованного в s-процессе в интервале между ядрами с заполненными нейтронными оболочками. На рис. 4 приведена зависимость snA от массового числа А. Как видно из рис. 4, величина snA уменьшается для каждого ядра с заполненной оболочкой, а между ними проявляются два плато с А от 90 до 140 и от 140 до 206.
Примером фрагмента цепочки последовательных ядерных s-захватов нейтронов может служить схема
56Fe + n 57Fe + n 58Fe + n 59Fe
59Co + n 60Co 60Ni + n
61Ni +n 62Ni + n 63Ni и т.д.
Завершаются цепочки превращений s-процесса на изотопах свинца и висмута 209Bi, так как последующие нуклиды 210Рo и 211Рo претерпевают a-распад с периодом полураспада 138 суток и 0,5 с соответственно, превращаясь в свинец.
r-Процесс. Тяжелые и сверхтяжелые элементы, находящиеся в таблице Менделеева за Bi, образуются в результате r-процесса. В этом процессе ядро должно быстро последовательно захватить много нейтронов, прежде чем произойдет его b--распад. Ядра захватывают нейтроны в реакциях (n, g), и захваты продолжаются до тех пор, пока скорость реакции (n, g) не уравновесится со скоростью реакции выбивания нейтрона под действием g-фотона (либо скоростью b--распада). После этого ядро "ждет", пока произойдет b--распад, что позволит ему снова захватить нейтроны. Такой процесс может осуществляться при соответствующей концентрации нейтронов и при требуемых параметрах сечений реакции (n, g) и скоростей b--распадов. Для оценки скоростей b--распада очень неустойчивых ядер предлагаются разнообразные схемы и методы, поскольку скорости b--распада зависят не только от энергии связи ядра, но и других факторов звездной среды. Разные методики оценивают время задержки ядра до b--распада в пределах 0,1 # tb # 30 с.
Второе характерное время r-процесса - это время, которое требуется для захвата нейтронов. Оно может быть сравнимо со временем взрыва звезды, которое по порядку величины равно времени свободного падения tg в поле тяжести звезды. Предполагая, что полная продолжительность расширения не больше 10tg и 10tg # tb # # 30 с, можно получить верхний предел начальной концентрации нейтронов для осуществления r-процесса, равный 1033 см- 3. Как видно, начальная концентрация нейтронов в звездах должна быть достаточно большой. В последние годы предпринимаются попытки расчетов сетки реакций с учетом неравновесных эффектов. Эти расчеты показывают, что r-процесс может наступать и при значительно меньших концентрациях нейтронов.
Возможными астрофизическими условиями протекания r-процесса считаются механизмы, являющиеся следствием взрывов сверхновых, так как реакции быстрого захвата нейтронов в стационарных звездах невозможны. Распространяющаяся ударная волна в сверхновой инициирует интенсивное протекание ядерных реакций с выделением нейтронов на 22Ne и 18O либо в гелиевом слое, либо в углерод-неоновом слое. Однако недостаток этих механизмов состоит в том, что реальные модели сверхновых, по-видимому, не могут создать достаточного количества нейтронов, чтобы получить полную картину распространенности r-ядер. Окончание r-процесса прерывается спонтанным делением сверхтяжелых ядер, поскольку для ядер с большим массовым числом спонтанное деление будет происходить быстрее, чем b--распад. При этом продукты деления сверхтяжелых ядер вновь становятся зародышевыми ядрами для дальнейшего протекания r-процесса. Согласно расчетам, трек r-процесса может доходить до ядер, содержащих 184 нейтрона.
Начальными зародышевыми ядрами в r-процессе являются, так же как и для s-процесса, ядра группы железа. Поэтому на кривой распространенности ядер (рис. 1) имеются двойные пики вблизи атомных масс 90, 135 и 200, которые коррелируют с магическими числами нейтронов соответственно 50, 82 и 126. Это является отражением того факта, что трек r-процесса проходит в нейтроноизбыточной области далеко от полосы стабильности (примерно на 10 нейтронов), в то время как трек s-процесса идет по полосе стабильности (рис. 5).
Заканчивая раздел, следует отметить, что быстрый захват нейтронов был частично реализован в искусственных условиях при взрывах ядерных бомб, начиненных ураном 238U. При взрыве не все ядра успевали делиться с выделением энергии, часть их захватывала до 17 нейтронов 238U + 17n 255U и затем следовала цепочка b--распадов с образованием трансурановых элементов вплоть до фермия
р-Процесс представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти ядра не могут быть созданы. К таким ядрам следует в первую очередь отнести изотопы олова 111Sn, 112Sn и 115Sn. Однако физические модели условий протекания р-процесса в звездах остаются пока в большей степени неоднозначными по сравнению с процессами захвата нейтронов.
ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЛЕГКИХ ЭЛЕМЕНТОВ
Легкие нуклиды 6Li, 7Li, 9Be, 10B и 11B характеризуются более низкой распространенностью и стабильностью по отношению к He, C, N, O и не могут образоваться в процессе обычного нуклеосинтеза в недрах звезд, так как они легко разрушаются 6Li(р, 3He)4He; 7Li(p, g)8B 24He; 9Be(р, 4He)6Li; 10B(р, 4He)7Be; 7Be(e-, n)7Li; 11B(p, g)34He.
На сегодняшний день общепризнанной гипотезой образования легких ядер являются реакции скалывания - реакции деления ядер C, N, O при столкновении с ядрами H и He либо в космических лучах, либо космических лучей с атомами межзвездных газовых облаков. Космические лучи - это поток заряженных частиц, включая ядра ряда атомов достаточно большой энергии, которые заполняют пространство Галактики. Считается, что основным источником космических лучей являются взрывы сверхновых звезд. В космических лучах содержание Li, Be, B приблизительно на пять порядков больше, чем в звездах. Это указывает на то, что реакции скалывания имеют место в космических лучах. В качестве примера приведем реакции скалывания 12С под действием протонов
Сечение реакции первого канала наибольшее, а последнего наименьшее, то есть сечения находятся в той же последовательности, что и распространенности этих ядер в космических лучах (B > Li > Be). В то же время в Галактике содержание элементов находится в несколько иной последовательности: Li > B > Be. Это расхождение объясняется особым происхождением 7Li. Поэтому следует указать и другие возможные процессы нуклеосинтеза 7Li: 1) реакции скалывания, происходящие в поверхностных слоях сверхновых либо красных гигантов; 2) термоядерные реакции, протекающие в звездах на стадии красного гиганта либо во взрывающихся объектах, - новых и сверхновых; 3) космологический термоядерный синтез на ранней стадии Большого Взрыва Вселенной. Каждый из этих процессов имеет свои проблемы, а ограниченность объема статьи не позволяет их рассмотреть.
ЗАКЛЮЧЕНИЕ
Образование химических элементов, за исключением водорода и большей части гелия, из которых сформировалась Солнечная система, произошло в звездах предшествующего Солнцу поколения. Есть основания полагать на основе наблюдения продуктов распада исчезнувших короткоживущих изотопов в метеоритах, что Солнечная система образовалась из газопылевого облака - остатка сверхновых ОВ - ассоциации - группировки горячих массивных звезд спектральных классов О и В и имеющих сравнительно короткое время жизни. Эти звезды прошли все этапы звездного нуклеосинтеза и взорвались.
Итак, за последние десятилетия получено достаточно много результатов в выяснении удивительной картины астрофизического нуклеосинтеза. Хотя многие фрагменты этой картины еще не закончены, некоторые, может, даже окажутся неверными, но в основных чертах она столь убедительна, что, несомненно, и впоследствии будет оставаться богатейшим запасом знаний о Вселенной.
ЛИТЕРАТУРА
1. Ядерная астрофизика / Под ред. Ч. Барнса и др. М.: Мир, 1986. 519 с.
2. Тейлер Р.Дж. Происхождение химических элементов. М.: Мир, 1975. 232 с.
3. Рыжов В.Н. Эволюция Вселенной и происхождение атомов. Саратов: МВУИП "Сигма-плюс", 1998. 64 с.
Рецензент статьи А.М. Черепащук
* * *
Валерий Николаевич Рыжов, кандидат химических наук, доцент кафедры прикладной физики Саратовского государственного технического университета. Область научных интересов - теория строения вещества, радиационная физика, астрофизика. Автор более 80 научных работ, изобретения, шести учебных пособий для студентов и трех для школьников.
