Как образовались атомные ядра

    Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как в естественных условиях образовалось то многообразие химических элементов, которое мы наблюдаем? На рис. 12 показана относительная распространенность элементов на Земле, в метеоритах, на Солнце, и в звездах.

Распространенность нуклидов

Рис. 12. Распространенность нуклидов относительно кремния в зависимости от массового числа (выбраны такие единицы, в которых распространенность кремния равна 106)

Среди наиболее существенных особенностей распространенности элементов можно выделить следующие:

  1. Вещество во Вселенной в основном состоит из водорода - ~ 90% всех атомов.
  2. По распространенности гелий занимает второе место, составляя ~ 10% от числа атомов водорода.
  3. Существует глубокий минимум, соответствующий литию, бериллию и бору.
  4. Сразу за этим глубоким минимумом следует максимум, обусловленный повышенной распространенностью углерода и кислорода.
  5. Вслед за кислородным максимумом идет скачкообразное падение распространенности элементов вплоть до скандия (Z = 21, A = 45).
  6. Наблюдается резкое повышение распространенности элементов в районе железа ("железный пик").
  7. После A »  60 уменьшение распространенности происходит более плавно.
  8. Наблюдается заметное различие между элементами с четным и нечетным Z. Как правило, элементы с четным Z являются более распространенными.
  9. Ряд ядер, так называемые обойденные ядра - 74Se, 78Kr, 92Mo, 96Ru и др., имеют распространенность на два порядка меньшую, чем соседние ядра.

    Для объяснения образования химических элементов в 1948 году Г. Гамовым была выдвинута теория Большого взрыва. Согласно модели Гамова синтез всех элементов происходил во время Большого взрыва в результате неравновесного захвата атомными ядрами нейтронов с испусканием γ-квантов и последующим β-распадом тяжелых ядер. Однако детальные расчеты показали, что в этой модели невозможно объяснить образование элементов тяжелее Li. На начальном этапе эволюции Вселенной, примерно через 100 с после Взрыва, при температуре ~ 109 K в термоядерных реакциях образовались лишь самые легкие атомные ядра - изотопы водорода и гелия.

n + p → d + γ ,

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

Согласно современным представлениям образование более тяжелых ядер на этом этапе оказывается невозможным. Более тяжелые ядра образовались лишь через миллиарды лет после Большого взрыва в процессе звездной эволюции.
    В 1939 году Г. Бете впервые рассмотрел CNO-цикл как один из путей образования гелия из водорода в звездах. Особенность CNO-цикла состоит в том, что он, начинаясь с ядра углерода, сводится к последовательному добавлению 4-х протонов с образованием в конце CNO-цикла ядра 4He. Последовательность реакций, первоначально предложенная Бете и К.-Ф. Вайцзеккером, имеет вид

12C + p → 13N + γ
13N  → 13C + e+ + νе
13C + p → 14N + γ
14N + p → 15O + γ
15O → 15N + e+ + νе
15N + p → 12C + 4He.

Ядро 12C в этом цикле играет роль катализатора синтеза ядер 4He.
    М. Бeрбидж, Г. Бeрбидж, В. Фаулер, Ф. Хойл в 1957 году дали следующее описание основных процессов звездной эволюции (рис.13), в которых происходит образование атомных ядер.

  1. Горение водорода, в результате этого процесса образуются ядра 4He.
  2. Горение гелия. В результате реакции 4He + 4He + 4He → 12C + γ образуются ядра 12C.
  3. α-процесс. В результате последовательного захвата α-частиц образуются ядра 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si …
  4. e-процесс. При достижении температуры 5·109 K в звездах в условиях термодинамического равновесия протекает большое количество разнообразных реакций, в результате чего образуются атомные ядра вплоть до Fe и Ni. Ядра с A ~ 60 - наиболее сильно связанные атомные ядра. Поэтому на них кончается цепочка ядерных реакций синтеза, сопровождающихся выделением энергии.
  5. s-процесс. Ядра тяжелее Fe образуются в реакциях последовательного захвата нейтронов. Последующий β-распад повышает порядковый номер образующихся атомных ядер. Интервал времени между последовательными захватами нейтронов больше периодов β-распада.
  6. r-процесс. Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо больше скорости
    β-распада атомного ядра, то оно успевает захватить большое число нейтронов и лишь затем, в результате последовательной цепочки β-распадов, превращается в стабильное ядро. Обычно считается, что r-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых.
  7. P-процесс. Некоторые стабильные нейтронодефицитные ядра (так называемые обойденные ядра) образуются в реакциях захвата протона, в реакциях (β,n) или в реакциях под действием нейтрино.
  8. X-процесс. Механизм образования легких ядер Li, Be, B в то время не был известен. Образовавшись в звездах, эти ядра должны были интенсивно разрушаться в реакциях под воздействием протонов. Сегодня считается, что эти ядра образуются в результате взаимодействия космических лучей с космической пылью. (Легкие ядра образуются также на дозвездной стадии эволюции Вселенной.)

    Основные этапы эволюции

        массивной звезды

    Рис. 13. Основные этапы эволюции массивной звезды

Солнечные нейтрино

    Основываясь на современных представлениях об эволюции Солнца и составе солнечного вещества, можно утверждать, что ~ 98% солнечной энергии образуется в результате цепочек реакций горения водорода. Исходя из энергии, выделяющейся в этих ядерных реакциях, можно рассчитать энергетический спектр нейтрино, образующихся на Солнце. Основной выход нейтрино обусловлен реакцией p + p → d + e+ + νе. Большинство нейтрино имеет энергию ниже 1 МэВ (см. рис. 14). Это обстоятельство существенно с точки зрения регистрации нейтрино.

Рассчитанный

    спектр солнечных нейтрино Рис. 14. Рассчитанный спектр солнечных нейтрино. Показаны пороги регистрации нейтрино различными методами.

В 1946 г. Б. Понтекорво предложил использовать для детектирования нейтрино реакцию (так называемый "хлорный метод"):

νе + 37Cl → e + 37Ar.

Изотоп 37Ar, образующийся в результате захвата нейтрино, является радиоактивным и переходит в 37Cl путем e--захвата. Период полураспада 37Ar составляет 35 дней. Порог регистрации нейтрино хлорным методом составляет 0.814 МэВ, т.е. хлорный метод не регистрирует "протонные" нейтрино, образующиеся в реакции p + p → d + e+ + νе, дающей основной выход солнечных нейтрино. Хлор-аргонный детектор регистрирует, главным образом, самые энергичные "борные" нейтрино, образующиеся на Солнце в реакции

 8B → 8Be* + e+ + νе.

Нейтрино, образующиеся в этой реакции составляют лишь 10-4 всех солнечных нейтрино, но они самые энергичные и могут регистрироваться хлорным детектором.
    Для регистрации солнечных нейтрино в 1967 г. Р. Дэвисом был сконструирован детектор, основу которого составляет бак, заполненный 380 тыс. литров четыреххлористого углерода (рис. 15). Для того, чтобы уменьшить фон космического излучения, установка размещалась в специально созданной подземной лаборатории на глубине 1490 м.

Нейтринный детектор

Рис. 15. Нейтринный детектор Дэвиса

    В результате экспериментов Дэвиса было показано, что Солнце действительно является источником нейтрино, т.е. на Солнце протекают ядерные реакции синтеза гелия из водорода. Однако наблюдаемый поток солнечных нейтрино оказался примерно в 3 раза меньше, чем предсказывали стандартные модели Солнца. Измерения, проведенные на других детекторах, построенных позже, подтвердили этот результат. В частности галлиевый детектор, который имеет более низкий порог и способен регистрировать "протонные" нейтрино, образующиеся в реакции

p + p → d + e+ + νе,

также показал дефицит солнечных нейтрино. Результаты Девиса вызвали целый поток различных объяснений. Например:

  1. Недостаточная точность стандартной модели Солнца, в частности, недостаточно хорошее знание содержания элементов и изотопов, входящих в состав Солнца, а также температуры внутри Солнца. Различные модели состояния вещества Солнца приводят к значительной неопределенности в вычислениях выхода нейтрино (потоки солнечных нейтрино в различных моделях Солнца согласуются в пределах фактора два).
  2. Сечения ядерных реакций, используемые в расчетах, известны недостаточно хорошо.
  3. Осцилляции нейтрино. Электронные нейтрино, испускаемые Солнцем на пути к Земле, превращаются в мюонные и тау-нейтрино, не регистрируемые хлорным и галлиевым детекторами. (Эксперимент в Садбери)
  4. Возможное наличие у нейтрино магнитного момента ~10-11μBB - магнетон Бора). Взаимодействие левополяризованных нейтрино, выходящих из ядра Солнца, с магнитным полем ее внешних слоев может привести к превращению части этих нейтрино в правополяризованные, не регистрируемые хлорным и галлиевым детекторами.

    На протяжении 30 лет проблема солнечных нейтрино была одной из самых интригуюших загадок. В начале XXI стало ясно, что нейтрино осциллируют.

На головную страницу

Рейтинг@Mail.ru