2. Наработка тяжёлых элементов.

Большая часть элементов, более тяжёлых, чем элементы группы железа, вероятно, образуются вследствие реакций захвата нейтронов и протонов. Эти процессы продолжаются до тех пор, пока в результате горения или взрыва в звезде рождаются нейтроны и высокоэнергетичные протоны.

Процесс образования элементов в результате захвата нейтронов носят название s- и r- процессов. s- и r- процессы характеризуются присоединением нейтронов к зародышевым ядрам, которыми являются прежде всего ядра группы железа. Различие между процессами состоит в характерном времени  -распада ядер, которые участвуют в том или ином процессе. Если получающееся в ходе захвата нейтрона ядро имеет время жизни достаточное, чтобы испытать повторный нейтронный захват, то мы говорим о

s-(slow)– процессе.

Пример: . (9.18)

Основным фактором, определяющим протекание s-процесса в астрофизических условиях, является источник нейтронов. Последний характеризуется двумя реакциями . Каждая из этих реакций имеет свои преимущества и недостатки, как источник нейтронов, ответственный за образование элементов в s– процессе. Но большинство исследователей склоняются к мнению, что наиболее вероятным источником нейтронов является реакция . Этот источник зависит в свою очередь от наличия ядер ¹⁴N в зоне горения гелия, где две реакции типа (,) превращают ¹⁴N в ²²Nе.

.

Ядра ¹⁴N должны присутствовать в звезде до начала горения гелия. Естественным поставщиком ¹⁴N служит CNO-цикл, который превращает почти все участвующие в нём ядра в ¹⁴N. Основной трудностью, связанной с источником нейтронов ²²Ne, является требование высокой температуры для осуществления реакции ²²Ne(,)²⁵Mg (T10⁸K). Такие высокие температуры соответствуют звёздам с довольно большой массой и светимостью, а совокупность наблюдательных фактов свидетельствуют о том, что s-процесс происходит в звёздах более низкой светимости.

Спрашивается тогда, почему не взять за основу реакцию ¹³C(,n)¹⁶O. Здесь есть свои трудности. Изотоп углерода ¹³С получается за счёт реакции ¹²С(р,)¹³N ¹³C в области горения водорода и должен конвективными струями перенестись в область горения гелия. В современных моделях Солнца это можно сделать лишь искусственно. Расчёты по наработке тяжёлых ядер с учётом s-процесса дают возможность сделать выводы относительно теплофизических процессов, протекающих в звёздах. В частности, они могут существенно улучшить наше понимание конвективных процессов (характера перемешивания вещества в звёздах).

Когда потоки нейтронов становятся столь большими, что появляется значимая вероятность последовательного захвата значительного числа нейтронов. Наступает время r (rapid)- процесса.

При r- процессе в условиях высокой концентрации (свободных) нейтронов ядро захватывает последние путём реакции (n,), которые протекают достаточно интенсивно по сравнению с -распадами. Захваты нейтронов продолжаются до тех пор, пока скорость реакций (n,) не сравняется со скоростью реакции (,n). После чего ядро «ждёт», пока произойдет -распад, что позволит ядру снова захватывать нейтроны.

В 1952 г. США произвели испытание водородной бомбы, в которой происходит сгорание dT-смеси при температуре порядка 10⁸ градусов в очень короткий промежуток времени 10^-6 сек. В течение такого короткого промежутка времени через урановую оболочку бомбы проходит поток нейтронов, на много порядков превышающий поток нейтронов в ядерных реакторах за то же время. В радиоактивной пыли, образовавшейся при взрыве, были обнаружены ранее неизвестные изотопы плутония ²⁴⁴Pu и ²⁴⁶Pu. Они образуются в результате захвата ядром ²³⁸U сразу шести или восьми нейтронов с последующим ^--распадом

.

Американские учёные запросили срочно доставить с атолла Бикини около тонны кораллов. После весьма трудоёмкого из этих кораллов были выделены ничтожные количества 99-го и 100-го элементов. Они были названы соответственно Эйнштейнием и Фермием. Обнаруженные изотопы Эйнштейний и Фермий получаются в результате следующих процессов. При взрыве водородной бомбы некоторые ядра урана одновременно захватывают 15 или 17 нейтронов

.

В условиях звезды при наличии столь же мощных потоков нейтронов захваты (n,) продолжаются до тех пор, пока они не уравновесятся со скоростью обратной реакции (,n). После этого ядро «ждёт» пока произойдёт  -распад, что позволит ему снова захватывать нейтроны. Во время последовательного захвата нейтронов получаются ядра со всё более большим избытком, что приводит к уменьшению энергии связи нейтрона, а значит, в свою очередь, к уменьшению энергии -кванта, который может вызвать фотоядерную реакцию.

Расчёты по моделям показывают, что достаточной концентрацией нейтронов для r-процесса является n10¹⁹нейтр/см³. Поэтому естественно встаёт вопрос, при каком именно астрофизическом явлении происходит образование ядер в ходе r-процесса? В качестве возможных кандидатов рассматривались области, непосредственно окружающие нейтронизованные ядра взрывающихся сверхновых. Рассматривались также ударные волны в сверхновых и сами новые. R-процесс также возможен при столкновении нейтронных звёзд с чёрными дырами и прохождении ударной волны по гелиевой и углеродной зонам в сверхновых. Окончание r-процесса обусловлено делением ядер.

Ядерные реакции в звёздах (Резюме).

Рис. 9.3. Распределение плотности и температуры внутри Солнца (R - радиус Солнца)

Чтобы построить модель данной звезды, обычно задаются относительным содержанием водорода, гелия и других химических элементов, полученным из анализа звездной атмосферы. Используя законы тяготения, газовые законы и законы излучения, с учетом различных ядерных реакций, рассчитывают зависимость давления, температуры и плотности от расстояния до центра звезды. На рис. 9.3 в качестве примера показано распределение температуры и плотности для Солнца. В большей части объема Солнца плотность вещества меньше 1 г/см³, а температура выше миллиона градусов по Кельвину.
Особенности зависимости распространенности элементов от массового числа A наиболее просто объяснить, предположив, что источником большинства ядер является определенная последовательность ядерных реакций, протекающих в недрах звезд.

Эти реакции обычно классифицируют следующим образом:

1. Горение водорода. Это один из основных процессов, поддерживающих длительное выделение энергии в звездах. При горении водорода происходит слияние 4-х ядер водорода с образованием ядра ⁴He. Этот процесс происходит либо в pp-цепочке, либо в циклических ядерных реакциях с участием более тяжелых ядер - C, N, O, Ne и др., играющих роль катализатора. Сюда же относятся процессы с участием протонов, в которых производится некоторое количество легких элементов.

2. Горение гелия. После того, как в звезде накапливается гелий, под действием сил гравитации гелиевое ядро сжимается, становится достаточно плотным и горячим и в нем начинается процесс горения гелия с образованием ядер ¹²C, ¹⁶O, ²⁰Ne.

3. α-процесс. Это процесс последовательного добавления α-частиц к ядру ²⁰Ne с образованием ядер ²⁴Mg, ²⁸Si, ³²S, ³⁶Ar, ⁴⁰Ca. Он описывает повышенную распространенность элементов типа N ·α, где α - ядро ⁴He, а N - целое число.

4. E-процесс. Это процесс, в котором в условиях термодинамического равновесия образуются элементы, расположенные в районе железного максимума.

5. s-процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате медленного последовательного захвата нейтронов. Скорость s-процесса меньше скорости β-распада образующихся в процессе захвата нейтронов радиоактивных ядер. Длительность s-процесса от 10² до 10⁵ лет. s-Процесс отвечает за образование максимумов в распространенности элементов при A ~ 90, 138 и 208.

6. r-процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате быстрого последовательного захвата нейтронов со скоростью, существенно превышающей скорость -распада образующихся радиоактивных ядер. Характерное время r-процесса 0.01 - 100 с. В результате r-процесса в кривой распространенности элементов возникают максимумы при A = 80, 130 и 195.

7. p-процесс. Это образование наиболее легких изотопов ядер. Он включает в себя образование и захват позитронов, захват протона, фоторождение нейтрона, (p,n) - реакции.

8. X-процесс. Это процесс нуклеосинтеза, ответственный за образование изотопов ^6,7Li, ⁹Be, ^10,11B. Считается, что эти элементы образуются в реакциях расщепления под действием космических лучей.