17. Нуклеосинтез

Рис. 25. Распространенность нуклидов во Вселенной.

    Одной из важных характеристик современной Вселенной является распространенность в ней химических элементов.
    Наиболее существенные особенности распространённости элементов:

• Элементное вещество Вселенной в основном состоит из водорода – 91% всех атомов.
• По распространённости гелий занимает второе место, составляя  ≈ 9% всех атомов.
• Существует глубокий минимум, соответствующий литию, бериллию и бору.
• Сразу за этим минимумом следует резкий подъём повышенной распространённости углерода и кислорода.
• За кислородным максимумом идёт скачкообразное падение вплоть до скандия (Z = 21, А = 40).
• Наблюдается повышенная распространённость элементов в районе железа A ≈ 60 («железный пик»).
• После А ≈ 60 уменьшение распространённости происходит более плавно, наблюдаются локальные максимумы в районе магических чисел протонов или нейтронов 50, 82, 126.
• Как правило, распространённость чётно-чётных нуклидов (чётные Z и N) выше, чем соседних нуклидов с нечётным числом нуклонов.

    Все эти особенности распространённости элементов во Вселенной находят объяснение в современной теории образования нуклидов.
    Особенности зависимости распространенности химических элементов во Вселенной можно объяснить, если считать, что источником большинства атомных ядер является определенная последовательность ядерных реакций, происходящих в звездах.

Г. Бете (1906–2005)

     Г. Бете: «При заданной температуре и при прочих равных условиях наиболее быстро пойдут те реакции, которые обладают наименьшим возможным значением W = AZ₀²Z₁². Это означает, что по крайней мере одним из взаимодействующих ядер должен быть протон: A₀ = Z₀ = 1. Поэтому следует обратить внимание на реакции, идущие с участием протонов.
    Простейшей из всех возможных реакций будет реакция

H + H → D + e⁺ + ν,

где e⁺ обозначает позитрон, ν − нейтрино.
    Эта реакция была впервые указана Вейцзеккером и рассматривалась Критчфилдом и Бете. Реакция, безусловно, идет очень медленно, поскольку она включает в себя β-распад.
    Нет никаких шансов наблюдать столь медленную реакцию на Земле, но на звездах время наблюдения практически неограниченно, а запас протонов высокой энергии весьма велик. Скорость, с которой выделяется энергия в этой простой реакции, очень хорошо соответствует наблюдаемому выделению энергии в Солнце. Дейтроны, образующиеся в реакции H + H → D + e⁺ + ν, быстро вступают в дальнейшие реакции, и конечным продуктом оказывается ⁴Не.
    Протон-протонная реакция дает правильную величину выделяемой на Солнце энергии, но относительно слабо зависит от температуры.
    Так как температура в центрах звезд меняется весьма незначительно при переходе от Солнца к более массивным звездам, выделение энергии также меняется незначительно. Наблюдаемое выделение энергии самым «драматическим» образом растет с возрастанием массы звезды. Таким образом, должны играть роль ядерные реакции, которые сильнее зависят от температуры, но эти реакции должны включать в себя уже более тяжелые ядра.
    Я занялся рассмотрением реакций между протонами и другими ядрами, поднимаясь все выше и выше по периодической системе. Реакции между Н и ⁴Не ни к чему не вели: нет устойчивого ядра с массой 5. Реакции H с Li, Be, В, а также с дейтронами при температурах, господствующих в центре Солнца, происходили чрезвычайно быстро, и столь быстрый темп реакции приводил к исчезновению этих ядер; партнер водорода по реакции очень быстро расходовался в таких процессах. Фактически именно по этой причине все перечисленные элементы от дейтерия до бора
чрезвычайно редко встречаются на Земле и в звездах и поэтому не могут являться существенным источником энергии.
    Следующий за ними в периодической системе элемент — углерод ведет себя совсем иначе. Прежде всего, это — довольно распространенный элемент, составляющий около одного процента массы любой вновь образующейся звезды. Во-вторых, в газе при звездных температурах он может участвовать в нижеследующем цикле реакций:

¹²C + H → ¹³N + γ
   ¹³N → ¹³C + e⁺ + _e
¹³C + H → ¹⁴N + γ
¹⁴N + H → ¹⁵O + γ
    ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + _e
       ¹⁵N + H → ¹²C + ⁴He

    Углерод служит только катализатором; результатом реакции является комбинация четырех протонов и двух электронов, образующих ядро ⁴Не. 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».

    Более подробно pp-цикл горения водорода в реакции 4p → α показан на рис. 26.
    Спектр нейтрино, образующихся на Солнце в результате горения водорода в реакции 4p → α  и в CNO-цикле, показан на рис. 27. Измеряя потоки солнечных нейтрино можно получить представление о процессах, происходящих в центре Солнца.

Рис. 26. Горение водорода в реакции 4p → α.

 
Рис. 27. Спектр нейтрино, образующихся на Солнце в результате горения водорода в реакции
4p → α и в CNO-цикле.

Ядерные реакции в звездах

• Горение водорода. CNO-цикл.
  4p → 4α + 2e⁺ + 2ν_e
• Горение гелия.
  3α → ¹²C
• α-процесс. Образование α-частичных ядер.
  A + α + α + α +...→ Nα-ядра
• Е-процесс. Образование ядер в районе железного максимума в условиях термодинамического равновесия.
• s-процесс. Захват нейтронов происходит медленнее (slow), чем β-распад в последовательности процессов
  (A,Z) + n → (A+1,Z) → (A+1,Z+1) + e⁻ +
• r-процесс. . Захват нейтронов происходит быстрее (rapid), чем β-распад в последовательности процессов
  (A,Z) + Nn → (A+N,Z) → (A+N,Z+N) + Ne⁻ + N
• p-процесс. Реакции образования лёгких изотопов химического элемента в реакциях (p,n), (p,γ), (γ,n), (γ,2n)
• x-процесс. Реакции под действием космических лучей.
  Образование изотопов Li, Be, B.

Рис. 28. Эволюция массивной звезды (M > 25M).

    По мере горения элементов со всё большим массовым числом А температура и давление в центре звезды увеличиваются, что увеличивает скорость ядерных реакций (рис. 28). Если для массивной звезды (25 M) 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.
    На завершающей стадии термоядерных реакций образуются ядра в районе железа, так как ядра в районе железа имеют максимальную удельную энергию связи.
    В процессе горения звезды в её центре последовательно истощаются запасы водорода, гелия, кислорода, неона, кремния. Термоядерные реакции постепенно захватывают периферию звезды, приводя к расширению её оболочки (рис. 29). В центре массивной звезды содержатся элементы группы железа, никеля, а на периферии – более лёгкие элементы. Внешняя оболочка звезды состоит из водорода.

Рис. 29. Основные этапы эволюции массивной (M > 25M).

    В таблице 17 приведены результаты расчёта реакций ядерного синтеза для звёзд различной массы. Из таблицы видно, что полная последовательность ядерных реакций синтеза возможна лишь в массивных звёздах.

Таблица 17

Ядерные реакции в звёздах различной массы

Масса, M	Возможные ядерные реакции
0.08	Нет
0.3	Горение водорода
0.7	Горение водорода и гелия
5.0	Горение водорода, гелия, углерода
25.0	Все реакции синтеза с выделением энергии

     На рис. 30 показано содержание различных атомных ядер в звезде с массой 25M на стадии предсверхновой в зависимости от массы внутренней области.

Рис. 30. Содержание атомных ядер в звезде с массой 25M
в зависимости от массы внутренней области.

У. А. Фаулер (1911–1995)

    У. А. Фаулер: «Мы живем на планете Земля, согреваемой лучами ближайшей звезды, которую мы называем Солнцем. Энергия солнечных лучей определяется реакциями синтеза, в которых ядра водорода превращаются в гелии глубоко внутри Солнца. Эддингтон указал на это в 1920 г., а Ганс Бете подробно исследовал ядерные процессы нуклеосинтеза в 1939 г., за что и получил Нобелевскую премию в 1967 г.
    Вся жизнь на Земле, включая нашу собственную, зависит от солнечного света, а следовательно, и от ядерных реакций внутри Солнца. Но Солнце не создает химических элементов, из которых состоят Земля и наши тела. Два первых элемента и их стабильные изотопы (водород и гелий) возникли в первые минуты горячей и плотной стадии расширяющейся Вселенной, т. е. в так называемом «Большом взрыве». Небольшое количество лития, третьего элемента периодической таблицы, было создано во время «Большого взрыва», но остальной литий, а также весь бериллий, четвертый элемент, и бор, пятый элемент, по-видимому, возникли при расщеплении более тяжелых элементов космическими лучами в межзвездной среде.
    Где же образовались более тяжелые элементы? Общепринятый ответ таков: все тяжелые элементы, начиная с углерода − шестого элемента, и кончая долгоживущим радиоактивным ураном − девяносто шестым элементом, возникли при ядерных реакциях внутри звезд нашей собственной Галактики.
    Звезды, в которых были синтезированы тяжелые элементы Солнечной системы, возникали или рождались, эволюционировали и старели и в конце концов выбрасывали золу своих ядерных костров в межзвездное пространство в течение всей жизни Галактики, до того как четыре с половиной миллиарда лет назад образовалась Солнечная система.
    Выброс ядерного пепла или новых элементов происходил в результате медленной потери массы в старческом возрасте звезды, который называется стадией гиганта в звездной эволюции, или во время относительно частых вспышек, которые астрономы называют новыми звездами, или во время конечных эффектных звездных взрывов, называемых сверхновыми. Взрыв сверхновой можно считать смертью звезд, а белые карлики или нейтронные звезды, или черные дыры, которые остаются после взрыва, возможно, представляют собой своего рода звездные чистилища.
    В любом случае Солнце, Земля и все другие планеты Солнечной системы образовались под действием сил гравитации и вращения из газовой протосолнечной туманности в межзвездном пространстве, состоящей из водорода и гелия «Большого взрыва», смешанных с тяжелыми элементами, синтезированными предыдущими поколениями звезд Галактики».

    В 1983 г. У. Фаулеру была присуждена Нобелевская премия по физике за теоретическое и экспериментальное исследование ядерных реакций, имеющих важное значение для образования химических элементов Вселенной.
    Звезды образуют звездные скопления, входящие в состав галактик.
    На рис. 31 показаны ближайшие соседи Солнца, расположенные на удалении до 10¹⁵ световых лет.

 
Рис. 31. Ближайшие соседи Солнца.

    Ближайшей к Солнцу звездой является Проксима Центавра, красный карлик, расположенный на расстоянии 4.2 года от Солнца. Радиус и масса Проксима Центавра примерно в 7 раз меньше радиуса и массы Солнца. Возраст этой звезды составляет 4.8∙10⁹ лет. Температура поверхности около 3000 градусов.