13. Образование атомных ядер

    Окружающий нас мир состоит из ~ 100 различных химических элементов. Как они образовались в естественных условиях? Подсказку для ответа на этот вопрос даёт относительная распространенность химических элементов. Среди наиболее существенных особенностей распространенности химических элементов Солнечной системы можно выделить следующие.

1. Вещество во Вселенной в основном состоит из водорода H – ~ 90% всех атомов.
2. По распространенности гелий He занимает второе место, составляя ~ 10% от числа атомов водорода.
3. Существует глубокий минимум, соответствующий химическим элементам литий Li, бериллий Be и бор B.
4. Сразу за глубоким минимумом Li, Be, В следует максимум, обусловленный повышенной распространенностью углерода C и кислорода O.
5. Вслед за кислородным максимумом идет скачкообразное падение распространенности элементов вплоть до скандия (А = 45).
6. Наблюдается резкое повышение распространенности элементов в районе железа A = 56 (группа железа).
7. После A = 60 уменьшение распространенности элементов происходит более плавно.
8. Наблюдается заметное различие между химическими элементами с четным и нечетным числом протонов Z. Как правило, химические элементы с четными Z являются более распространенными.

Ядерные реакции во Вселенной

t = 0		Большой взрыв. Рождение Вселенной
t = 10-43 с		Эра квантовой гравитации. Струны ρ = 1090 г/см3, T = 1032 K
t = 10-35 с		Кварк-глюонная среда ρ = 1075 г/см3, T = 1028 K
t = 1 мкс		Кварки объединяются в нейтроны и протоны ρ = 1017 г/см3, T = 6·1012 K
t = 100 с		Образование дозвездного 4He ρ = 50 г/см3, T = 109 K
t = 380 тыс. лет		Образование нейтральных атомов ρ = 0.5·10-20 г/см3, T = 3·103 K
t = 108 лет	Первые звезды	Горение водорода в звездах ρ = 102 г/см3, T = 2·106 K Горение гелия в звездах ρ = 103 г/см3, T = 2·108 K Горение углерода в звездах ρ = 105 г/см3, T = 8·108 K Горение кислорода в звездах ρ = 105÷106 г/см3, T = 2·109 K Горение кремния в звездах ρ = 106 г/см3, T = (3÷5)·109 K
t = 13.7 млрд. лет		Современная Вселенная ρ = 10-30 г/см3, T = 2.73 K

Дозвездный нуклеосинтез. Образование ⁴He

    Космологический синтез гелия – основной механизм его образования во Вселенной. Синтез гелия из водорода в звёздах увеличивает долю ⁴He по массе в барионной материи примерно на 10%. Механизм дозвёздного образования гелия количественно объясняет распространённость гелия во Вселенной и является сильным аргументом в пользу догалактической фазы его образования и всей концепции Большого Взрыва.
    Космологический нуклеосинтез позволяет объяснить распространённость во Вселенной таких легчайших ядер как дейтерий (²H), изотопы ³He и ⁷Li. Однако их количества ничтожны по сравнению с ядрами водорода и ⁴He. По отношению к водороду дейтерий образуется в количестве 10^-4-10^-5, ³He – в количестве ≈ 10^-5, а ⁷Li – в количестве ≈ 10^-10.
    Для объяснения образования химических элементов в 1948 году Г. Гамовым была выдвинута теория Большого взрыва. Согласно модели Гамова, синтез всех химических элементов происходил во время Большого взрыва в результате неравновесного захвата атомными ядрами нейтронов с испусканием γ-квантов и последующим β^--распадом образовавшихся ядер. Однако расчеты показали, что в этой модели невозможно объяснить образование химических элементов тяжелее Li. Оказалось, что механизм образования лёгких ядер (A < 7) связан с условиями, существовавшими во Вселенной в течение первых трех минут. Более тяжелые ядра образовались в результате ядерных реакций, происходящих при горении звезд.

    Дозвездная стадия образования легчайших ядер. На этапе эволюции Вселенной через 100 с после Большого взрыва при температуре ~ 10⁹ К вещество во Вселенной состояло из протонов p, нейтронов n, электронов e^-, позитронов e⁺, нейтрино ν, антинейтрино и фотонов γ. Излучение, находилось в тепловом равновесии с электронами e^-, позитронами e⁺ и нуклонами.

    В условиях термодинамического равновесия вероятность образования системы с энергией E_N, равной энергии покоя нуклона, описывается распределением Гиббса . Поэтому в условиях термодинамического равновесия соотношение между числом нейтронов и протонов будет определяться разностью масс нейтрона и протона

Образование электрон-позитронных пар прекращается при Т < 10¹⁰ К, так как энергии фотонов становятся ниже порога образования e^-e⁺-пар (~ 1 МэВ). К концу равновесной стадии на каждый нейтрон приходилось 5 протонов. Так как на этом этапе эволюции Вселенной плотность протонов и нейтронов была велика, сильное ядерное взаимодействие между ними привело к образованию ⁴He и небольшого количества изотопов Li и Be.

Основные реакции дозвездного нуклеосинтеза:

p + n → d + γ, d + p → 3He + γ,		3He + n → 3He + p
d + d →	3He + n,	3He + n 3H + p, 3H + p 4He + , 3H + d 4He + n.
	3H + p,

    Так как стабильных ядер с А = 5 не существует, ядерные реакции завершаются в основном образованием ⁴Не. ⁷Ве, ⁶Li и ⁷Li составляют лишь ~ 10^–9 – 10^–12 от образования изотопа ⁴Не. Практически все нейтроны исчезают, образуя ядра ⁴Не. При плотности вещества ρ ~ 10^–3 – 10^–4 г/см³ вероятность того, что нейтрон и протон не провзаимодействуют за время первичного нуклеосинтеза составляет менее 10^–4. Так как в начале на один нейтрон приходилось 5 протонов, соотношение между числом ядер ⁴Не и р должно быть ~ 1/10. Таким образом, соотношение распространенностей водорода и гелия, наблюдаемое в настоящее время, сформировалось в течение первых минут существования Вселенной. Расширение Вселенной привело к понижению её температуры и прекращению первичного дозвездного нуклеосинтеза.

    Образование химических элементов в звездах. Так как процесс нуклеосинтеза на ранней стадии эволюции Вселенной закончился образованием водорода, гелия и небольшого количества Li, Be, В, необходимо было найти механизмы и условия, при которых могли образоваться более тяжелые элементы.
    Г.Бете и К.Вайцзеккер показали, что соответствующие условия существуют внутри звезд. Более тяжелые ядра образовались лишь через миллиарды лет после Большого взрыва в процессе звездной эволюции. Образование химических элементов в звездах начинается с реакции горения водорода с образованием ⁴Не.

    Г. Бете, 1968 г.: «С незапамятных времен люди хотели знать, за счёт чего поддерживается свечение Солнца. Первая попытка научного объяснения была предпринята Гельмгольцем около ста лет назад. Она была основана на использовании самых известных в то время сил – сил всемирного тяготения. Если один грамм вещества падает на поверхность Солнца, он приобретает потенциальную энергию

E_п = -GM/R = -1.91·10¹⁵ эрг/г.

    Известно, что в настоящее время мощность излучения Солнца определяется величиной

ε = 1.96 эрг/г×с.

Следовательно, если источником энергии является тяготение, запас гравитационной энергии может обеспечить излучение в течение 10¹⁵ с, т.е. в период около тридцати миллионов лет…
    В конце XIX века Беккерель, Пьер и Мария Кюри открыли радиоактивность. Открытие радиоактивности позволило определить возраст Земли. Несколько позже удалось определить возраст метеоритов, по которому можно было судить, когда в Солнечной системе появилось вещество в твердой фазе. Из этих измерений можно было установить, что возраст Солнца с точностью до 10% составляет 5 млрд. лет. Таким образом, тяготение не может обеспечить нужный запас энергии на всё это время…
    С начала 30-х годов стали склоняться к тому, что звездная энергия возникла за счет ядерных реакций… Простейшей из всех возможных реакций будет реакция

H + H → D + e⁺ + ν.

1938 г. − Ганс Бете и Чарльз Критчфильд открыли протон-протонный цикл термоядерных реакций как источник энергии звезд. Ганс Бете и Карл фон Вайцзеккер открыли углеродно-азотный цикл термоядерных реакций.

Ганс Бете (1906-2005)

    Так как процесс первичного нуклеосинтеза завершился в основном образованием ядер ⁴He в результате реакций взаимодействия p + n, d + d, d + ³He, d + ³H и были израсходованы все нейтроны, необходимо было найти условия, при которых образовались более тяжелые элементы. В 1937 г. Г. Бете создал теорию, объясняющую происхождение энергии Солнца и звезд в результате реакций слияния ядер водорода и гелия, идущими в центре звезд. Так как в центре звезд не было достаточного количества нейтронов для реакций типа p + n, то в них могли продолжаться только реакции
p + p → d + e⁺ + ν. Эти реакции протекали в звездах, когда температура в центре звезды достигала 10⁷ К, а плотность − 10⁵ кг/м³. То обстоятельство, что реакция p + p → d + e⁺ + ν происходила в результате слабого взаимодействия, объясняло особенности диаграммы Герцшпрунга–Рассела.

Нобелевская премия по физике
1967 г. − Г. Бете
За вклад в теорию ядерных реакций, и особенно за открытие источника энергии звезд.

    Сделав разумные предположения о силе реакций на основе общих принципов ядерной физики, я обнаружил в 1938 г., что углеродно-азотный цикл может обеспечить необходимое выделение энергии на Солнце… Углерод служит только катализатором; результатом реакции является комбинация четырех протонов и двух электронов, образующих ядро ⁴He. В этом процессе испускаются два нейтрино, уносящих с собой энергию примерно 2 МэВ. Остающаяся энергия около 25 МэВ на цикл освобождается и поддерживает температуру Солнца неизменной… Это была та основа, на которой Фаулер и другие рассчитали скорости реакции в (С,N)-цикле».

    Горение водорода. Возможны две различные последовательности реакций горения водорода — преобразование четырех ядер водорода в ядро ⁴He, которое может обеспечить достаточное выделение энергии для поддержания светимости звезды:

• протон-протонная цепочка (рр-цепочка), в которой водород превращается непосредственно в гелий;
• углеродно-азотно-кислородный цикл (CNO-цикл), в котором в качестве катализаторов участвуют ядра С, N и О.

    Какая из этих двух реакций играет более существенную роль, зависит от температуры звезды. В звездах, имеющих массу, сравнимую с массой Солнца, и меньше, доминирует протон-протонная цепочка. В более массивных звездах, имеющих более высокую температуру, основным источником энергии является CNO-цикл. При этом, естественно, необходимо, чтобы в составе звездного вещества присутствовали ядра С, N и О. Температура внутренних слоев Солнца составляет 1.5∙10⁷ К и доминирующую роль в выделении энергии играет протон-протонная цепочка.

Зависимость от температуры логарифма скорости V выделения энергии в водородном (pp) и углеродном (CNO) циклах

    Горение водорода. Протон-протонная цепочка. Ядерная реакция

p + p → ²H + e⁺ + ν_e + Q,

начинается в центральной части звезды при плотностях ≈100 г/см³. Эта реакция останавливает дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создаёт давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде. Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило, главным образом, за счёт гравитационного сжатия, то теперь появляется другой доминирующий механизм – энергия выделяется за счёт ядерных реакций синтеза.

    Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняется в течение миллиардов лет, пока происходит «сгорание» водорода. Это самая длительная стадия звёздной эволюции. В результате сгорания водорода из каждых четырёх ядер водорода образуется одно ядро гелия. Наиболее вероятная цепочка ядерных реакций на Солнце, приводящих к этому, носит название протон-протонного цикла и выглядит следующим образом:

p + p → ²H + e⁺ + ν_e + 0.42 МэВ,
p + ²H → ³He + 5.49 МэВ,
³He + ³He → ⁴He + p + p + 12.86 МэВ

или в более компактном виде

4p → ⁴He + 2e⁺ + 2ν_e + 24.68 МэВ.

    Единственным источником, дающим информацию о событиях, происходящих в недрах Солнца, являются нейтрино. Спектр нейтрино, образующихся на Солнце в результате горения водорода в реакции 4p → ⁴He и в CNO-цикле, простирается от энергии 0.1 МэВ до энергии ~12 МэВ. Наблюдение солнечных нейтрино позволяет осуществить непосредственную проверку модели термоядерных реакций на Солнце.
    Выделяемая энергия в результате рр-цепочки составляет 26.7 МэВ. Испускаемые Солнцем нейтрино зарегистрированы наземными детекторами, что подтверждает протекание на Солнце реакции синтеза.
    Горение водорода. CNO-цикл. Особенность CNO-цикла состоит в том, что он, начинаясь с ядра углерода, сводится к последовательному связыванию 4-х протонов с образованием в конце CNO-цикла ядра ⁴Не

^l2C + p → ¹³N + γ
¹³N → ¹³C + e⁺ + ν
¹³C + p → ¹⁴N + γ
¹⁴N + p → ¹⁵O + γ
¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν
¹⁵N + p → ¹²C + ⁴He

CNO-цикл

Цепочка реакций I

¹²C + p → ¹³N + γ  (Q = 1.94 МэВ),
¹³N → ¹³C + e⁺ + ν_e (Q = 1.20 МэВ, T_1/2 = 10 мин),
¹³C + p → ¹⁴N + γ  (Q = 7.55 МэВ),
¹⁴N + p → ¹⁵O + γ  (Q = 7.30 МэВ),
¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e (Q = 1.73 МэВ, T_1/2 = 124 с),
¹⁵N + p → ¹²C + ⁴He (Q = 4.97 МэВ).

Цепочка реакций II

¹⁵N + p → ¹⁶O + γ  (Q = 12.13 МэВ),
¹⁶O + p → ¹⁷F + γ  (Q = 0.60 МэВ),
¹⁷F → ¹⁷O + e⁺ + ν_e (Q = 1.74 МэВ, T_1/2=66 c),
¹⁷O + p → ¹⁴N + ν  (Q = 1.19 МэВ).

Цепочка реакций III

    Основное время эволюции звезды связано с горением водорода. При плотностях, характерных для центральной части звезды, горение водорода происходит при температуре (1–3)∙10⁷ К. При этих температурах требуется 10⁶ – 10¹⁰ лет для того, чтобы значительная часть водорода в центре звезды переработалась в гелий. При дальнейшем повышении температуры в центре звезды могут образовываться более тяжелые химические элементы Z > 2. Звезды главной последовательности сжигают водород в центральной части, где из-за более высокой температуры ядерные реакции происходят наиболее интенсивно. По мере выгорания водорода в центре звезды реакция горения водорода начинает перемещаться к периферии звезды. Температура в центре звезды непрерывно возрастает и когда она достигнет 10⁶ К начинаются реакции горения ⁴Не. Реакция 3α → ¹²C + γ  наиболее важна для образования химических элементов. Она требует одновременного соударения трех α-частиц и возможна благодаря тому, что энергия реакции ⁸Be + ⁴He совпадает с резонансом возбужденного состояния ¹²C. Наличие резонанса резко увеличивает вероятность слияния трех α-частиц.

    Образование средних ядер A < 60. Какие ядерные реакции будут происходить в центре звезды, зависит от массы звезды, которая должна обеспечить высокую температуру за счет гравитационного сжатия в центре звезды. Так как теперь в реакциях синтеза участвуют ядра с большим Z, центральная часть звезды сжимается всё больше, температура в центре звезды повышается. При температурах несколько миллиардов градусов происходит разрушение ранее образовавшихся стабильных ядер, образуются протоны, нейтроны, α-частицы, высокоэнергичные фотоны, что приводит к образованию химических элементов всей Периодической таблицы Менделеева вплоть до железа. Образование химических элементов тяжелее железа происходит в результате последовательного захвата нейтронов и последующего β^--распада.
    Образование средних и тяжелых ядер A > 60. В процессе термоядерного синтеза в звёздах образуются атомные ядра вплоть до железа. Дальнейший синтез невозможен, так как ядра группы железа обладают максимальной удельной энергией связи. Образованию более тяжёлых ядер в реакциях с заряженными частицами — протонами и другими лёгкими ядрами − препятствует увеличивающийся кулоновский барьер тяжелых ядер.

Образование элементов ⁴He → ³²Ge.

Эволюция массивной звезды M > M

    По мере вовлечения в процесс горения элементов с всё большими значениями Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со всё возрастающей скоростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций. Если для массивной звезды реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия происходит в 10 раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки.
    Распространённость элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа А. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов. Необходимо принять во внимание то, что большинство тяжёлых ядер являются β-радиоактивными. В образовании тяжёлых элементов решающую роль играют реакции захвата ядрами нейтронов (n, γ):

(A, Z) + n → (A+1, Z) + γ.

В результате цепочки чередующихся процессов захвата ядрами одного или нескольких нейтронов с последующим β^--распадом увеличиваются массовые числа А и заряд Z ядер и из исходных элементов группы железа образуются все более тяжёлые элементы вплоть до конца Периодической таблицы.

    В стадии сверхновой центральная часть звезды состоит из железа и незначительной доли нейтронов и α-частиц – продуктов диссоциации железа под действием γ-квантов. В районе
M/M = 1.5 преобладает ²⁸Si. ²⁰Ne и ¹⁶О составляют основную долю вещества в области от 1.6 до 6 M/M. Внешняя оболочка звезды (M/M > 8) состоит из водорода и гелия.
    На этой стадии в ядерных процессах происходит не только выделение энергии, но и её поглощение. Массивная звезда теряет устойчивость. Происходит взрыв Сверхновой, при котором значительная часть химических элементов, образовавшихся в звезде, выбрасывается в межзвездное пространство. Если звезды первого поколения состояли из водорода и гелия, то в звездах последующих поколений уже в начальной стадии нуклеосинтеза присутствуют более тяжелые химические элементы.

    Ядерные реакции нуклеосинтеза. Е. Бербидж, Г. Бербидж, В. Фаулер, Ф. Хойл в 1957 году дали следующее описание основных процессов звездной эволюции, в которых происходит образование атомных ядер.

1. Горение водорода, в результате этого процесса образуются ядра ⁴Не.

2. Горение гелия. В результате реакции ⁴Не + ⁴Не + ⁴Не → ¹²С + γ образуются ядра ¹²С.

3. α-процесс. В результате последовательного захвата α-частиц образуются α-частичные ядра ¹⁶O, ²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Si, ...
4. е-процесс. При достижении температуры 5∙10⁹ К в звездах в условиях термодинамического равновесия протекает большое количество разнообразных реакций, в результате чего образуются атомные ядра вплоть до Fe и Ni. Ядра с А ~ 60 – наиболее сильно связанные атомные ядра. Поэтому на них заканчивается цепочка ядерных реакций синтеза, сопровождающихся выделением энергии.
5. s-процесс. Ядра тяжелее Fe образуются в реакциях последовательного захвата нейтронов. Очень часто ядро, захватившее нейтрон, оказывается β^--радиоактивным. Прежде чем ядро захватит следующий нейтрон, оно может распасться в результате β^--распада. Каждый β^--распад повышает порядковый номер образующихся атомных ядер на единицу. Если интервал времени между последовательными захватами нейтронов больше периодов β^--распада, процесс захвата нейтронов называется s-процессом (slow). Таким образом, ядро в результате захвата нейтронов и последующих β^--распадов становится все тяжелее, но при этом оно не отходит слишком далеко от долины стабильности на N-Z-диаграмме.
6. r-процесс. Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо больше скорости β^--распада атомного ядра, то оно успевает захватить сразу большое число нейтронов. В результате r-процесса образуется нейтроноизбыточное ядро, сильно удаленное от долины стабильности. Лишь затем оно, в результате последовательной цепочки β^--распадов, превращается в стабильное ядро. Обычно считается, что г-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых.
7. Р-процесс. Некоторые стабильные нейтронодефицитные ядра (так называемые обойденные ядра) образуются в реакциях захвата протона, в реакциях (γ,n) или в реакциях под действием нейтрино.

    Синтез трансурановых элементов. В Солнечной системе сохранились лишь те химические элементы, время жизни которых больше возраста Солнечной системы. Это 85 химических элементов. Остальные химические элементы были получены в результате различных ядерных реакций на ускорителях или в результате облучения в ядерных реакторах. Синтез первых трансурановых элементов в лабораторных условиях был осуществлен с помощью ядерных реакций под действием нейтронов и ускоренных α-частиц. Однако дальнейшее продвижение к более тяжелым элементам оказалось таким способом практически невозможным. Для синтеза элементов тяжелее менделевия Md (Z = 101) используют ядерные реакции с более тяжелыми многозарядными ионами – углеродом, азотом, кислородом, неоном, кальцием. Для ускорения тяжелых ионов начали строиться ускорители многозарядных ионов.

Для определения эффективности ядерных реакций в звездах обычно проводится экстраполяция результатов измерений при больших энергиях в область энергий несколько кэВ. Большое число очень тщательных экспериментов по измерению и расчету реакции нуклеосинтеза было выполнено под руководством В. Фаулера.

Вильям Фаулер (1911–1995)

Нобелевская премия по физике
1983 г. − В. Фаулер
За теоретические и экспериментальные исследования ядерных процессов важных при образовании химических элементов во Вселенной.

Год открытия	Химический элемент	Z	Реакция
1936	Np, Pu	93, 94
1945	Am	95
1961	Cm	96
1956	Bk	97
1950	Cf	98
1952	Es	99
1952	Fm	100
1955	Md	101
1957	No	102
1961	Lr	103
1964	Rf	104
1967-1970	Db	105
1974	Sg	106
1976	Bh	107
1984-1987	Hs	108
1982	Mt	109
1994	Ds	110
1994	Rg	111
1996	Cn	112
2004		113, 115
1998		114
2000		116
2009		117
2006		118

    Э.Резерфорд: «Если существуют элементы более тяжелые чем уран, то вполне вероятно, что они окажутся радиоактивными. Исключительная чувствительность методов химического анализа, основанная на радиоактивности, позволит опознать эти элементы, даже если они будут присутствовать в ничтожно малых количествах. Поэтому можно ожидать, что число радиоактивных элементов в незначительных количествах гораздо больше, чем три известных в настоящее время радиоактивных элемента. Чисто химические методы исследования окажутся малопригодными на первом этапе изучения таких элементов. Основными факторами здесь являются постоянство излучения, их характеристики и существование или отсутствие эманаций или других продуктов распада».

    Химический элемент с максимальным порядковым номером Z = 118 был синтезирован в Дубне в сотрудничестве с Ливерморской лабораторией США. Верхняя граница существования химических элементов связана с их нестабильностью относительно радиоактивного распада. Дополнительная устойчивость атомных ядер наблюдается вблизи магических чисел. Согласно теоретическим оценкам должны существовать дважды магические числа Z = 108, N = 162 и Z = 114, N = 184. Период полураспада ядер, имеющих такие числа протонов и нейтронов, может составить сотни тысяч лет. Это так называемые «острова стабильности». Проблема образования ядер «острова стабильности» состоит в сложности подбора мишеней и ускоряемых ионов. Синтезированные в настоящее время изотопы 108 – 112 элементов имеют слишком малое число нейтронов. Как следует из измеренных периодов полураспада изотопов 108 – 112 элементов увеличение числа нейтронов на 6 – 10 единиц (т.е. приближение к острову стабильности) приводит к увеличению периода α-распада в 10⁴ – 10⁵ раз.
    Так как число сверхтяжелых ядер Z > 110 исчисляется единицами, необходимо было разработать метод их идентификации. Идентификация вновь образованных химических элементов проводится по цепочкам их последовательных α-распадов, что увеличивает надежность результатов. Такой метод идентификации трансурановых элементов имеет преимущество перед всеми другими методами, т.к. основан на измерении коротких периодов α-распада. В то же время химические элементы острова стабильности по теоретическим оценкам могут иметь периоды полураспада, превышающие месяцы и годы. Для их идентификации необходима разработка принципиально новых методов регистрации, основанных на идентификации единичного числа ядер в течение нескольких месяцев.

    Г. Флеров, К, Петржак: «Предсказание возможного существования новой области в периодической системе элементов Д.И. Менделеева — области сверхтяжелых элементов (СТЭ) — является для науки об атомном ядре одним из самых существенных следствий эксперимен­тального и теоретического исследований процесса спонтанного деления. Сумма наших знаний об атомном ядре, полученная на протяжении по­следних четырех десятилетий, делает это предсказание достаточно надеж­ным и. что важно, не зависящим от выбора того или иного конкретного варианта оболочечной модели. Ответ на вопрос о существовании СТЭ означал бы, пожалуй, наиболее критическую проверку самой концепции об оболочечной структуре ядра - основной ядерной модели, успешно выдерживавшей до сих пор многие испытания при объяснении свойств известных атомных ядер.
    Более конкретно устойчивость самых тяжелых ядер определяется главным образом их спонтанным делением, и потому необходимым условием существования таких ядер является наличие у них барьеров относительно деления. Для ядер от урана до фермия оболочечная составляющая в барье­ре деления, хотя и приводят к некоторым интереснейшим физическим явлениям, все же не оказывает критического влияния на их стабильность и проявляется в суперпозиции с жидкокапелъной составляющей барьера. В области СТЭ капельная составляющая барьера полностью исчезает, и ста­бильность сверхтяжелых ядер определяется проницаемостью чисто оболочечного барьера.
    Вместе с тем, если для принципиального существования ядер СТЭ достаточно наличия барьера, то для экспериментальной проверки такого предсказания требуется знание времени жизни ядер СТЭ относительно спонтанного деления, так как при любой конкретной постановке эксперимента по их поиску невозможно охватить весь диапазон времен жизни — от 10¹⁰ лет до 10^-10 с. Выбор методики эксперимента существенно зависит от того, в каком интервале времен жизни проводится исследование.
    Как уже говорилось, неопределенность теоретического расчета периода спонтанного деления T_SF слишком велика – не менее 8–10 порядков. Эта неопределенность априори не исключает ни одной из возможностей получения или обнаружения СТЭ, и в качестве направлений экспериментального решения проб­лемы можно выбрать как поиск СТЭ в природе (на Земле, в объектах космического происхождения, в составе космического излучения и т.д.), так и искусственное получение элементов на ускорителях (в ядерных реакциях между сложными ядрами).
    Очевидно, что поиск СТЭ в земных объектах может привести к успеху только при счаст­ливом стечении двух обстоятельств. С одной стороны, должен существовать эффективный механизм нуклеосинтеза, с достаточной вероятностью приводящий к образованию атомных ядер СТЭ. С другой стороны, нужно, чтобы существовал хотя бы один нуклид, принадлежащий к новой области стабильности, который имел бы время жизни, сравнимое со временем жизни Земли, – 4.5·10⁹ лет.
    Если речь идет о присутствии СТЭ в объектах внеземного происхож­дении – в метеоритах, космическом излучении и т.п., то такие поиски могут привести к успеху даже в том случае, если время жизни ядер СТЭ существенно меньше 10¹⁰ лет: такие объекты могут оказаться значительно моложе земных образцов (10⁷–10⁸ лет)».