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.

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.

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⁺ + ν_е
¹³C + p → ¹⁴N + γ
¹⁴N + p → ¹⁵O + γ
¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_е
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.)

   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⁺ + ν_е. Большинство нейтрино имеет энергию ниже 1 МэВ (см. рис. 14). Это обстоятельство существенно с точки зрения регистрации 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"):

ν_е + 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⁺ + ν_е, дающей основной выход солнечных нейтрино. Хлор-аргонный детектор регистрирует, главным образом, самые энергичные "борные" нейтрино, образующиеся на Солнце в реакции

 ⁸B → ⁸Be* + e⁺ + ν_е.

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.

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⁺ + ν_е,

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^-11μ_B (μ_B - 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.