В настоящее время общепризнанно, что многие ядра тяжелее
железа, включая все ядра тяжелее 209Bi, образуются в r-процессе путем
быстрого последовательного захвата большого количества нейтронов. Главное
условие - скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости
β-распада. Основной механизм захвата нейтронов - реакция (n,γ).
Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (n,γ)
не станет меньше скорости распада изотопа. Образующееся ядро распадается затем в
результате β--распада и вновь
начинается последовательный захват нейтронов.
Линия, вдоль которой происходит образование ядер в
r-процессе, смещена от дорожки стабильности (трека s-процесса) в направлении
нейтроноизбыточных изотопов (рис. 41).
Рис. 41. Треки, вдоль которых идет захват нейтронов в s- и r-процессах.
r-Процесс рассчитан для следующих начальных условий: T = 1.8·109
K и
ρn = 1028
нейтронов/см3. Точками отмечена полоса стабильности.
Один из аргументов в подтверждение r-процесса в звездах -
наличие сдвоенных максимумов, коррелирующих с магическими числами нейтронов N =
50, 82 и 126. Как мы уже обсуждали максимумы при A = 90, 138 и 208 характеризуют
ядра, образующиеся в s-процессе. Максимумы, расположенные при меньших значениях
A = 80, 130 и 195 характеризуют ядра, образующиеся в r-процессе. r-Процесс
прекращается, если уменьшаются требуемые концентрации нейтронов или если в
последовательной цепочке ядер образуется ядро, распадающееся в результате - распада или деления. Считается, что
высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, образуются при
вспышках сверхновых звезд.
Оценим требуемые концентрации нейтронов
ρn
для протекания r-процесса. Если за время r-процесса должно быть захвачено n
нейтронов прежде, чем произойдет β-распад,
то концентрация нейтронов может быть оценена из следующего условия
τβ nτ(n,γ),
где τβ - среднее время
β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса, а
τ(n,γ) - время захвата нейтронов в
реакции (n,γ).
В свою очередь
где -
произведение сечения реакции (n,) на скорость нейтрона относительно ядра
мишени, усредненное по максвелловскому спектру распределения скоростей.
Для средних и тяжелых ядер с высокой плотностью уровней
тvт,
где σт (100
мбарн) и vт - сечение и скорость нейтронов, соответствующие энергии
3/2 kT.
Для (n,) получаем
где τ(n,γ)
выражено в секундах, T в единицах 109 K, а
ρn в см-3.
Окончательно для ρn
имеем:
Характерное время -распада вдоль траектории r-процесса: 0.1
с < τβ< 100 с.
Используя для оценки τβ
= 1 с, n ~ 10 и T = 109 K, получаем
ρn 2·1017 нейтронов/см3.
Обсуждаются различные астрофизические условия, при которых
возможно протекание r-процесса:
Ударная волна, образующаяся при взрыве сверхновой, проходя по гелиевому и
неоновому слоям, вызывает реакцию 22Ne(,n)25Mg с
требуемой концентрацией нейтронов.
Представляет интерес механизм образования тяжелых элементов в ходе
r-процеса в центральной части массивной звезды, находящейся в стадии
предсверхновой.
Центральная часть звезды содержит большое количество
нейтронов и α-частиц, образующихся при
фоторасщеплении железа 56Fe →
13α + 4n на заключительной стадии
эволюции. В центре звезды создаются условия для взрывного синтеза элементов.
В связи с тем, что плотность вещества сравнима с плотностью ядерной материи,
существенную роль будут играть многочастичные ядерные реакции слияния
нескольких -частиц и
нуклонов типа:
α +
α + α,
α + α +
α + n,
α + α +
α + p.
При этом легко преодолевается область нестабильных ядер с A = 5 и 8. В
результате этих многочастичных реакций в условиях высокой плотности возникают
ядра в районе железного пика, на которых и будет происходить r-процесс. Было
показано, что удается в едином процессе достаточно хорошо воспроизвести все 3
максимума, образующиеся в результате r-процесса. Более детальные расчеты
r-процесса в качестве исходных ядер используют не только ядра района железного
пика, но и продукты деления, образующиеся в r-процессе. Эти ядра дают новую
цепочку ядер, образующихся в r-процессе.
Результаты расчета распространенности ядер, образующихся в
r-процессе, содержат неопределенности, связанные с недостаточно хорошим знанием
свойств ядер, удаленных от полосы -стабильности, и некоторым произволом в астрофизических
условиях протекания r-процесса.
Ядра, первоначально образующиеся в r-процессе, сильно
перегружены нейтронами, поэтому в результате последовательных
β--распадов они начинают превращаться в ядра, имеющие большую
стабильность, т.е. в ядра, расположенные ближе к дорожке
β-стабильности. При этом в результате каждого акта
β--распада при неизменном массовом числе A происходит
увеличение заряда ядра на единицу. Этот процесс будет продолжаться до тех пор,
пока не получится отношение числа нейтронов к числу протонов, соответствующее
образованию стабильного по отношению к β-распаду
ядра. Так, например, изотоп 232Th образуется из ядра 232Pb
в результате восьми последовательных β-распадов.
Исходное ядро 232Pb, образующееся в r-процессе, имеет на 24 нейтрона
больше, чем устойчивый изотоп 208Pb.
Z
Символ
элемента
97
98
99
100
101
102
43
Tc
2.6·106лет
4.2·106лет
2.1·105лет
15.8 с
14.2 мин
5.3 с
96
97
98
99
100
101
42
Mo
//////////
/////////
/////////
65.9 ч
/////////
14.6 мин
95
96
97
98
99
100
41
Nb
35 дн
23.4 ч
72.1 мин
2.9 с
15.0 с
1.5 с
94
95
96
97
98
99
40
Zr
/////////
64 дн
4·1019 лет
16.9 ч
30.7 с
2.1 с
93
94
95
96
97
39
Y
10.2 ч
18.7 мин
10.3 мин
5.3 с
3.8 с
Рис. 42. Фрагмент таблицы изотопов ядер с Z = 39 - 43.
Заштрихованы ячейки, отвечающие стабильным изотопам. Указан период полураспада и
массовое число.
Важным аргументом в пользу образования элементов тяжелее железа
в реакциях захвата нейтронов является наблюдаемая асимметрия распространенности
элементов относительно линии β-стабильности. Так, распространенность элементов,
расположенных над линией β-стабильности (область нейтроннодефицитных ядер), как правило меньше
распространенности элементов, расположенных под этой линией (область
нейтронноизбыточных ядер). Ядра, расположенные в нейтронодефицитной области, не
могут образовываться в реакциях нейтронного захвата и их распространенность
практически на порядок меньше по сравнению с соседними стабильными и
нейтроноизбыточными ядрами.
Важно также, что существуют такие изотопы, которые могут
образовываться только в результате r-процесса. Примером таких изотопов являются
100Mo, 96Zr (рис. 42), 76Ge и др.. Образование этих
изотопов в результате s-процесса экранировано малым периодом полураспада
изотопа, имеющего тот же заряд и массовое число (A-1).