Вопрос

Укажите несколько примеров космологических и астрофизических процессов, для которых существенно слабое взаимодействие.

r- и s-процессы взвёздах

Содержание элементов в звезде

M >25M

Центральная часть звезды состоит из железа и незначительной доли нейтронов и α-частиц –

продуктов диссоциации железа под действием γ-квантов. В районе M / M =1,5 преобладает 28Si.

20Ne и 16О составляют основную долю вещества в области от 1.6 до 6M / M . Внешняя оболочка звезды ( M / M >8) состоит из водорода и гелия.

Распределение элементов соответствует стадии предсверхновой, когда с фоторасщепления железа под действием γ-квантов начинается охлаждение и

сжатие центральной части звезды с последующим взрывом сверхновой.

Образование тяжелых элементов

В процессе термоядерного синтеза в звёздах образуются элементы вплоть до железа. Дальнейший синтез невозможен, так как ядра группы железа обладают максимальной удельной энергией связи. Образованию более тяжёлых ядер в реакциях с заряженными частицами — протонами и другими лёгкими ядрами — препятствует увеличивающийся кулоновский барьер тяжелых ядер.

Распространённость элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа А. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов. Необходимо принять во внимание то, что большинство тяжёлых ядер являются β-радиоактивными.

В образовании тяжёлых элементов решающую роль играют реакции захвата ядрами нейтронов (n, γ):

(A, Z) + n → (A+1, Z) + γ.

В результате цепочки чередующихся процессов захвата ядрами одного или нескольких нейтронов с последующим их

β−-распадом увеличиваются массовые числа А и заряд Z ядер

ииз исходных элементов группы железа образуются все более тяжёлые элементы вплоть до конца Периодической таблицы.

12.75.1

10.51.65

Для образования тяжёлых элементов решающую роль играет захват ядрами нейтронов – реакция

(n, γ):

(A, Z) + n → (A+1, Z) + γ.

Если образовавшееся в результате захвата нейтрона ядро (A+1, Z) нестабильно, то при малых плотностях нейтронов β−-распад этого ядра

(A+1, Z) → (A+1, Z+1) + е−+ νe

более вероятен, чем захват им следующего нейтрона.

τnγ τβ ,

τnγ — время жизни ядра до захвата нейтрона. Такой

процесс называют медленным или s-процессом (от англ. slow).

Характерные значения τnγ – годы.

Нейтроны для s - процесса

Подходящие условия для образования ядер в s-процессе существуют в красных гигантах. Источником нейтронов для s-процесса являются реакции

Для первой реакции требуются условия, при которых происходит совместное горение водорода и гелия. В качестве механизма, создающего такие условия, рассматривается соприкосновение конвективной оболочки звезды, в которой происходит горение гелия, с богатой водородом внешней оболочкой. Образование нейтронов происходит в следующей цепочке реакций:

12С + р → 13N + 1.94 МэВ,

13N → 13С + e+ + νe + 1.20 МэВ (T1/ 2 =10 мин), 13С + α → 16O + n + 2.22 МэВ.

образовавшегося ядра 22Nа 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 СNО-цикл.

Ещё одним источником нейтронов с необходимой плотностью при Т ≈ 108 К могут быть фотонейтронные реакции:

13С + γ → 12С + n − 4.95 МэВ, 13N + γ → 12N + n − 10.55 МэВ.

Роль фотонейтронных реакций растет с увеличением температуры.

r - процесс

Скорость захвата ядром нейтрона во много раз превышает скорость его β-распада. Захват

нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (n, γ) не станет меньше скорости β-распада

изотопа. При этом ядро успевает захватить 10-20 нейтронов прежде чем испытает β-распад. Такой

процесс называют быстрым или r-процессом (от англ. rapid).

Необходимые для r-процесса плотности нейтронов возникают при взрывах Сверхновых. Расходящаяся ударная волна примерно за 0.5 с создаёт в оболочке горения гелия условия для интенсивного протекания реакции генерации нейтронов 22Ne(α,n)25Mg и тем самым запускает r-процесс. Этот

механизм образования элементов называют

взрывным нуклеосинтезом. r-процесс может протекать и в насыщенных нейтронами ядрах Сверхновых. В этом случае вынос образованных элементов в поверхностные слои звезды, осуществляется за счёт разогретых нейтрино участков звезды.

Сверхновые

Фоторасщеплениежелеза

При температуре 5·109 K существенную роль начинают играть реакции фоторасщепления железа на нейтроны, протоны и ядра гелия. Эти реакции протекают с поглощением энергии. Энергия, выделившаяся в звезде при превращении водорода в железо, теперь начинает тратиться на то, чтобы железо снова превратилось в гелий, водород, нейтроны. Открываются многочисленные каналы реакций между продуктами распада и легкими частицами - протонами, нейтронами, α-частицами. Так как эти

реакции идут с поглощением энергии, начинается охлаждение центральной части звезды.

Нейтронизация

вещества

Наряду с процессом фоторасщепления железа существенную роль начинают играть процессы, происходящие в результате слабого взаимодействия, которые также приводят к охлаждению центральной части звезды. При больших плотностях энергия электронов возрастает настолько, что в результате их захвата компенсируется разность масс ядер 56Fe - 56Mn (3.7 МэВ) и 56Mn - 56Cr (1.6 МэВ) и других изобар, отличающихся заменой протона на нейтрон. Таким образом, вследствие захвата ядром электронов в реакциях

( A, Z ) + e− → ( A, Z −1) +νe

происходит обогащение элементов центральной части звезды нейтронами. Этот процесс называется нейтронизацией вещества.