Образование элементов тяжелее железа

    Распространенность элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа A. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов.
    Образование этих элементов в результате взаимодействия заряженных частиц сильно подавлено из-за кулоновского барьера. Фактор, который также необходимо принять во внимание, состоит в том, что большинство тяжелых элементов являются β-радиоактивными.
    По современным представлениям тяжелые элементы образуются в реакциях захвата нейтронов. Обычно различают быстрый (r) и медленный (s) процессы захвата нейтронов (от английских слов rapid и slow). Эти два механизма различаются отношением скорости захвата нейтронов (реакция (n,γ)) к скорости β-распада. При условии τ(β)/τ(n,γ) << 1 в цепочку процессов образования тяжелых элементов будут вовлечены только стабильные и -радиоактивные ядра с большими периодами полураспада. То есть образование элементов будет происходить вдоль долины β-стабильности. Нейтроны добавляются к ядрам последовательно. При этом могут образоваться только сравнительно устойчивые ядра. Ядра с малыми периодами полураспада исчезают раньше, чем они успевают захватить следующий нейтрон. Поэтому ясно, что образование тяжелых элементов должно заканчиваться свинцом и висмутом.

s-процесс. Для того, чтобы в звездах эффективно протекал s-процесс необходимы определенные условия.

1. Температура вещества T должна быть больше 10⁸ K для того, чтобы могли происходить ядерные реакции с образованием нейтронов.
2. Плотность нейтронов должна превышать 10¹⁰ см^-3.
3. Условия 1 и 2 должны существовать в звезде в течение достаточно продолжительного времени (больше 10³ лет), чтобы путем последовательного захвата нейтронов могли образовываться тяжелые ядра.
4. Продукты s-процесса должны эффективно выноситься во внешнюю оболочку звезды и попадать в межзвездную среду без дальнейших ядерных реакций.

    Основная проблема при описании s-процесса - источник нейтронов. Обычно в качестве источника нейтронов рассматривают две реакции - ¹³C(α,n)¹⁶O и ²²Ne(α,n)²⁵Mg. Для протекания первой реакции требуются условия, при которых происходит совместное горение водорода и гелия. В качестве механизма, создающего такие условия, рассматривается соприкосновение конвективной оболочки, в которой происходит горение гелия, с богатой водородом внешней оболочкой.
    Образование нейтронов происходит в следующей цепочке реакций:

    Реакция ¹³C + α → ¹⁶O + n эффективно происходит при температуре >10⁸K. Образование нейтронов в реакции ²²Ne + α → ²⁵Mg + n (Q = -0.48 МэВ) зависит от присутствия ¹⁴N в зоне горения гелия (последовательный захват двух α-частиц и β⁺-распад образовавшегося ядра ²²Na превращает ядро ¹⁴N в ²²Ne). Для этого необходимо, чтобы в первоначальном веществе звезды, в которой происходит горение гелия, уже присутствовал изотоп ¹⁴N. Источником ядер ¹⁴N является CNO-цикл.
    Дополнительным источником нейтронов с плотностью 10⁹ - 10¹¹ н/см³ при T ~ 10⁸ K могут быть фотоядерные (фотонейтронные) реакции:

¹³C + γ → ¹²C + n (Q= -4.95 МэВ),
¹⁴N + γ → ¹³N + n (Q= -10.55 МэВ).

    Роль фотонейтронных реакций возрастает с увеличением температуры.
    Подходящие условия для образования ядер в s-процессе существуют в красных гигантах. За счет s-процесса можно объяснить образование всех элементов вплоть до Z = 83. Ядра с Z = 84-89 не имеют стабильных изотопов и являются радиоактивными. Поэтому в s-процессе преодолеть эту область Z невозможно. В то же время в природе существуют ядра с Z = 90 (торий) и Z = 92 (изотопы урана ²³⁵U и ²³⁸U). Для объяснения существования этих ядер необходимо предположить их образование в результате быстрого захвата нейтронов нестабильными ядрами в результате r-процесса.

 r-процесс. В настоящее время общепризнано, 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 нейтронноизбыточных изотопов (рис. 1).

Рис. 1. 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 α-распада или деления. Считается, что высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, образуются при вспышках сверхновых звезд.
        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 α-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.