Распространенность нуклидов во вселенной

Распространенность нуклидов во вселенной

Значения распространенностей наиболее обильных элементов приведены на рисунке и в таблице, в к-рой дополнительно указаны их концентрации по массе, т.е. массы элементов (в г) в 1 г космич. вещества. Для практич. целей кончентрации по массе водорода, гелия и всех остальных более тяжелых элементов, обозначаемые обычно как X, Y и Z, можно принять раными соответственно 0,77, 0,21 и 0,12.

Космическая распространенность наиболее обильных элементов (по А. Камерону, 1982)

Теоретич. истолкование Р.э. — одна из важнейших задач ядерной астрофизики. Преобладание в масштабах Вселенной водорода свидетельствует о том, что он — исходный элемент для ядерных процессов синтеза более тяжелых элементов. Р.э. от C до Ca, ядра к-рых могут быть составлены из целого числа ядер гелия (-частиц), весьма высока. Эти элементы образовались в результате термоядерных реакций (см. Ядерные реакции ) в недрах звезд-гигантов, а также при термоядерных взрывах звезд. Максимум для железа — результат т.н. e-процесса, предшествующего вспышкам сверхновых звезд (см. также Гравитационный коллапс ). Р.э., более тяжелых, чем железо, объясняется процессами захвата атмоными ядрами нейтронов (см. Нейтронный захват ). Эти процессы захвата, протекающие в звездах, могут быть медленными (s-процессы) и быстрыми (r-процессы). Двойные максимумы вблизи магич. чисел служат убедительным доказательством существования в природе двух указанных процессов нейтронного захвата.

Резкое уменьшение Р.э. с ростом атомной массы объясняется ограниченной мощностью источников нейтронов. Ядра дейтерия D (тяжелого водорода H), Li, Be, B, а также обойденные ядра, вероятнее всего, представляют собой продукт как холодных ядерных реакций в неравновесной космич. плазме, так и взаимодействия нейтрино со звездным веществом. Особенно низкая Р.э. Li, Be и B связана с легким разрушением их при термоядерных реакциях. Как с точки зрения наблюдений, так и и с точки зрения теории не вполне ясны вопросы Р.э. гелия и дейтерияю Проблема гелия связана с общей космологией, т.к. согласно модели горячей Вселенной 20-30% первичного водорода (по массе) должно было превратиться в гелий еще в начальной стадии космологич. расширения Вселенной.

Лит.:
Тейлер Р.Дж., Происхождение химических элементов, пер. с англ., М., 1975; Новиков И.Д., эволюция Вселенной, М., 1979; Ядерная астрофизика, пер. с англ., М., 1985.

(Д.А. Франк-Каменецкий, Д.К. Надежин)

Источник

Распространенность нуклидов во вселенной

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: «При заданной температуре и при прочих равных условиях наиболее быстро пойдут те реакции, которые обладают наименьшим возможным значением W = AZ₀ 2 Z₁ 2 . 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

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 4 Не.
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 4 Не 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:

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

Углерод служит только катализатором; результатом реакции является комбинация четырех протонов и двух электронов, образующих ядро 4 Не. 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 → 12 C
• 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.

Ядерные реакции в звёздах различной массы

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: «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 10 15 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∙10 9 лет. Температура поверхности около 3000 градусов.

Источник