НУКЛЕОСИНТЕЗ

ХарактеристикиВселенной

Распространенностьнуклидов

воВселенной

Распространенность Si принята равной 106. Эффект спаривания нуклонов приводит к тому, что у ядер с чётными значениями Z и N распространённость, как правило, выше, чем у соседних ядер с нечетными Z и N.

ЭволюцияВселенной

t = 10−43 с

Эра квантовой гравитации. Струны

ρ = 1090 г/см3 , T = 1032 К

t = 10−35 с

Кварк-глюонная среда

ρ = 1075 г/см3 , T = 1028 К

t = 1 мкс Кварки объединяются в нейтроны

и протоны

ρ = 1017 г/см3 , T = 6 1012 К

t = 100 с

Образование дозвездного 4He

ρ = 50 г/см3 , T = 109 К

Дозвёздный

нуклеосинтез

Дозвездныйнуклеосинтез

Протоны и нейтроны ранней Вселенной явились тем материалом, из которого в дальнейшем возникли атомные ядра различных химических элементов. Доля протонов и нейтронов в общей массе Вселенной

составляет 2–5 %. При температурах T К (и

кинетических энергиях >>1 МэВ) нейтроны и протоны благодаря реакциям слабого взаимодействия

p + e− ↔ n + νe , n + e+ ↔ p + νe

p + νe ↔ n + e+, n ↔ p + e− + νe ,

переходили друг в друга и находились в состоянии термодинамического равновесия. Вероятность образования частицы с энергией Е описывается распределением Гиббса:

W= Ae−E / kt .

Вусловиях термодинамического равновесия соотношение между числом нейтронов и протонов будет определяться разностью масс нейтрона и протона:

Дозвездныйнуклеосинтез

Скорость протекания реакций слабого взаимодействия

p + e− ↔ n + νe , n + e+ ↔ p + νe

p + νe ↔ n + e+, n ↔ p + e− + νe ,

зависит от температуры и плотности. Чем они ниже, тем ниже скорость реакции. По мере расширения и остывания Вселенной наступает момент, когда снижающаяся скорость реакций уже не в состоянии поддерживать равновесие между нейтронами и протонами скорость слабых процессов становится меньше скорости расширения Вселенной. Этот момент наступает примерно через 2 с после Большого Взрыва при Т ≈ 1010 К, когда средние кинетические энергии

частиц, уменьшились до 1 МэВ. Равновесное отношение концентраций нейтронов и протонов nn

/ n p уменьшилось к этому моменту до ≈ 1/6 и до

начала первичного нуклеосинтеза это отношение снижалось в основном за счёт распада нейтронов.

nn = 1 np 6

Образованиедейтерия

Стартовой реакцией первичного нуклеосинтеза является реакция образования дейтерия

p + n → 12 H + γ + 2.22 МэВ.

Накоплению дейтерия за счёт этой реакции на первых порах препятствует интенсивное

Энергия связи дейтерия всего 2.22 МэВ и, несмотря на то, что средняя энергия

барионов nб , т.е. нуклонов:

nγ / nб ≈109 ÷1010 .

Поэтому начало синтеза дейтерия и всей цепочки первичного нуклеосинтеза задерживается примерно до 100-й секунды после Большого Взрыва, когда средняя кинетическая энергия частиц уменьшается до 0.1 МэВ. Вселенная к этому времени остывает до 109 К.

Образованиелегчайшихядер

Условия для синтеза более сложных легчайших ядер возникли во Вселенной примерно через 100 с после Большого Взрыва. При ещё достаточно высокой плотности вещества температура снизилась настолько (109 K), что при столкновении протонов с нейтронами стали эффективно образовываться ядра дейтерия. Соударение двух ядер дейтерия приводит к образованию гелия. Цепочка основных реакций синтеза гелия:

21H + 31H → 42He + n + 17.59 МэВ,

21H + 32He → 42He + p + 18.35 МэВ.

Для каждой реакции указана выделяющаяся энергия

Q.

За время порядка нескольких минут практически все нейтроны в результате цепочки реакций оказались

связанными в ядре 42He.

Дальнейшее снижение температуры и плотности Вселенной остановило реакции синтеза лёгких элементов.

Образование легчайших ядер

Космологический синтез гелия – основной механизм его образования во Вселенной. Синтез гелия из водорода в звёздах увеличивает долю 4He по массе в барионной материи примерно на 10%. Механизм дозвёздного образования гелия количественно объясняет распространённость гелия во Вселенной и является сильным аргументом в пользу догалактической фазы его образования и всей концепции Большого Взрыва.

Космологический нуклеосинтез позволяет объяснить распространённость во Вселенной таких легчайших ядер как дейтерий (2H), изотопы 3He и 7Li. Однако их количества ничтожны по сравнению с ядрами водорода и 4He. По отношению к водороду дейтерий образуется в

количестве 10−4-10−5, 3He – в количестве ≈ 10−5, а 7Li – в количестве ≈ 10−10.

Горение дейтерия

Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды возрастает до 1 млн. К и в жизни протозвезды начинается новый этап – реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции отличаются от реакций, протекающих в звёздах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Протекающая на Солнце реакция синтеза

p + p → 2H + e+ + νe + 0,42 МэВ,

требует более высокой температуры (≈ 10 млн. К).

Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн. К. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния ядра дейтерия

2H + 2H → 3He + n + 3.27 МэВ.

Дейтерий, как и 4Не, образуется на дозвёздной стадии эволюции Вселенной и его содержание в протозвезде 10−4-10−5 от содержания протонов. Однако этого

количества дейтерия достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.

Реакции

горения

водорода

Горение водорода

Ядерная реакция

p + p → 2H + e+ + νe + Q,

начинается в центральной части звезды при плотностях ≈ 100 г/см3. Эта реакция останавливает

дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создаёт давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде. Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило, главным образом, за счёт гравитационного сжатия, то теперь появляется другой доминирующий механизм – энергия выделяется за счёт ядерных реакций синтеза. Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняется в течение миллиардов лет, пока происходит «сгорание» водорода. Это самая длительная стадия звёздной эволюции. В результате сгорания водорода из каждых четырёх ядер водорода образуется одно ядро гелия. Наиболее вероятная цепочка ядерных реакций на Солнце, приводящих к этому, носит название протонпротонного цикла и выглядит следующим образом:

p + p → 2H + e+ + νe + 0.42 МэВ, p + 2H → 3He + 5.49 МэВ,

3He + 3He → 4He + p + p + 12.86 МэВ

или в более компактном виде

4p → 4He + 2e+ + 2νe + 24.68 МэВ.

Испускаемые Солнцем нейтрино зарегистрированы наземными детекторами, что подтверждает протекание на Солнце реакции синтеза.

Горениеводорода

3He + 3 He→5 4 He +2p (12,86 МэВ)

1,510 лет

PP и CNO-циклы

На рисунке показана зависимость от температуры логарифма скорости выделения энергии в водородном РР и углеродном CNO-циклах в условиях, характерных для звезд типа Солнца. Скорость выделения энергии в CNO-цикле в зависимости от температуры растёт гораздо

быстрее (ε T 24 ), чем в водородном цикле (ε T 4 ). При

температуре T =107 К скорость выделения энергии в

водородном цикле достигает насыщения, т.к. она определяется скоростью реакции p + p → d +e+ +ν ,

протекающей по слабому взаимодействию (σ =10−43 см2).

Скорость протекания реакции углеродного цикла определяется сечениями реакций, происходящих в результате сильного взаимодействия. При температуре

~ 16 106 К скорости выделения энергии в водородном и

углеродном циклах сравниваются. Так как температура в

недрах Солнца ~ 13 106 К, то оно светит в основном за

счет энергии, выделяющейся в водородном цикле.

CNO-цикл

В звездах главной последовательности немного более массивных, чем Солнце, водород горит при более высоких температурах в реакциях CNO-цикла. Это обусловлено тем, что в CNO-цикле скорости реакций растут намного быстрее с ростом температуры, чем в pp-цепочке. CNO-цикл

важен, т.к. в нем из ядер 12С и 16О получаются ядра 13С, 14N, 15N, 17O и 18О. Роль этих ядер в

нуклеосинтезе очень важна, т.к. они являются источниками нейтронов. В процессе CNO-цикла 13С производится в последовательности реакций

12C( p,γ)13 N(e+,ν)13C .

Впоследующем процессе горения гелия нейтрон образуется в реакции

13 C(α,n)16 O

Солнечные

нейтрино

Солнечныенейтрино

Спектр нейтрино, образующихся на Солнце

врезультате горения водорода

вреакции 4p→α и в CNO-цикле.

Единственным источником, дающим информацию о событиях, происходящих в недрах Солнца, являются нейтрино. Наблюдение солнечных нейтрино позволяет осуществить непосредственную проверку модели термоядерных реакций на Солнце.