НУКЛЕОСИНТЕЗ

НУКЛЕОСИНТЕЗ

       

(от лат. nucleus — ядро и греч. synthesis — соединение, составление), цепочка ядерных реакций, ведущая к образованию тяжёлых ат. ядер из других, более лёгких ядер. Теория Н. стремится объяснить распространённость (иногда говорят — обилие) хим. элементов и их изотопов в природе. На рис. приведена кривая относит. распространённости хим. элементов. Кривая построена на основе данных о составе земной коры, метеоритов, в-ва Луны, атмосфер Солнца и звёзд (по спектр. наблюдениям), солнечного ветра, космических лучей. Наиболее распространены элементы: Н, Не, С, О, Ne, Mg, Si, S, Ar и Fe; причём на долю водорода и гелия приходится 99,9% в-ва (по массе). Распространённость довольно резко падает до циркония (ат. номер 40), а затем снижается постепенно; ядра с чётным номером количественно преобладают над нечётными ядрами; ядра с числом протонов или нейтронов, равным 2, 8, 14, 20, 28, 50, 82 и 126 (магические ядра), примерно в 10 раз более распространены, чем соседние с ними элементы. Из числа немагич. ядер особенно обилен изотоп 56Fe и соседние с ним элементы (область «железного пика»), в то же время целый ряд ядер (т. н. обойдённые ядра): 74Se, 78Kr, 92Мо, 96Ru и др. имеет распространённость на два порядка меньшую, чем соседние ядра. Эти данные явл. пробным камнем для любой теории происхождения элементов, а также образования и эволюции звёзд, поскольку, согласно совр. взглядам, синтез элементов связан гл. обр. со звёздной стадией эволюции Вселенной. В недрах звёзд протекают термоядерные реакции, в результате к-рых водород и гелий, образовавшиеся на дозвёздной стадии развития Вселенной (в отношении 4Не/1Н»0,1 по числу атомов, (см. КОСМОЛОГИЯ), превращаются в более тяжёлые элементы. В-во звёзд первого поколения, обогащённое тяжёлыми элементами, благодаря процессам истечения в-ва и взрывам звёзд рассеивается в межзвёздной среде и участвует затем в формировании звёзд второго поколения, в недрах к-рых продолжается синтез элементов.

В яд. астрофизике обычно выделяют след. процессы Н.: превращение водорода в гелий по реакциям водородного цикла и углеродного цикла, они служат источником энергии для звёзд главной последовательности, в т. ч. Солнца (см. ЗВЁЗДЫ);, a-п р о ц е с с — совокупность термоядерных реакций, в результате к-рых три ядра гелия образуют ядро углерода 12С, этот углерод может далее реагировать с гелием, давая кислород 12С+4Не®16O, кислород с гелием — неон 20Ne и т. д. вплоть до кремния 28Si; е-п р о ц е с с — образование железа и соседних с ним элементов в области «железного пика» в условиях термодинамич. равновесия при Т = 3•109 — 1010 К.

Относителъная распространённость элементов (число атомов на 106 атомов Si) в зависимости от атомного номера.

Таким путём создаются, по-видимому, лёгкие и средние элементы, включая элементы области «железного пика», за исключением нек-рых лёгких элементов, о к-рых будет сказано ниже. Более тяжёлые элементы образуются, скорее всего, в реакциях под действием нейтронов, а не заряж. ч-ц. Реакции между заряж. ч-цами требуют преодоления энергетич. (кулоновского) барьера. Реакции же под действием нейтронов не имеют энергетич. барьера, но сами нейтроны явл. продуктом др. ядерных процессов, и, как выяснилось при расчётах, малую распространённость ряда элементов можно объяснить нехваткой нейтронов, необходимых для их синтеза. Различают два вида реакций с нейтронами: s-п р о ц е с с — медленный захват нейтронов ядрами, при к-ром часть возникших ядер, неустойчивых относительно бета-распада, всегда распадается прежде, чем успеет присоединиться следующий нейтрон; за счёт s-процесса могут образовываться в выгоревших ядрах звёзд-гигантов элементы до 209Bi; r-п р о ц е с с — быстрый захват нейтронов, при к-ром образовавшееся ядро присоединяет неск. нейтронов до того, как становится настолько неустойчивым, что теряет способность захватывать нейтроны и распадается. Для эффективного протекания r-процесса плотность потока нейтронов должна достигать =1024—1030 нейтрон/(см2•с), что возможно лишь в нач. момент вспышки сверхновой звезды. Особенно интенсивно Н. идёт при вспышках сверхновых звёзд, когда в межзвёздное пр-во выбрасывается много в-ва, содержащего элементы из области «железного пика» и соседних областей, и возникают ч-цы высоких энергий, в т. ч. нейтроны, участвующие в яд. реакциях. В результате r-процесса образуются богатые нейтронами тяжёлые элементы (в т. ч. U, Th) с массовыми числами до 270.

Грубо говоря, r-процессом создаются изотопы, богатые нейтронами, a s-npoцессом — изотопы с относительно большим числом протонов. Изотопы, к-рые не могут быть образованы никакой цепочкой нейтронных захватов (т. е. обойдённые ядра), обладают самым большим числом протонов. Предполагают, что они могли возникнуть при реакциях с участием протонов (р-п р о ц е с с ы). Наконец, образование дейтерия, лития, бериллия и бора связывают с х- п р о ц е с с о м — с реакциями скалывания, в к-рых лёгкие ч-цы (протоны и др.) первичных косм. лучей, сталкиваясь с тяжёлыми ядрами, выбивают из них лёгкие осколки (ядра D, Li, Be, В). Имеются веские основания считать, что обойдённые ядра и указанные выше лёгкие ядра также возникают в процессах нейтринного Н., к-рый возможен в окрестности звёзд, испытывающих гравитац. коллапс и излучающих мощные потоки нейтрино. Ряд минимумов на кривой распространённости элементов в области средних ядер (Ga, As и др.) связан, по-видимому, с недостаточной мощностью природных источников нейтронов. Прямое подтверждение теории Н. должна дать нейтринная астрономия, т. к. по потокам нейтрино из недр Солнца и звёзд можно судить о характере и интенсивности протекающих там термоядерных и ядерных реакций.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

НУКЛЕОСИНТЕЗ

(от лат. nucleus -ядро и греч. synthesis - соединение, составление) в природе - образованиев ядерных реакциях, происходящих на разл. стадиях эволюции веществаВселенной, наблюдаемой распространённости элементов и их изотопов. <Проблема Н. - это проблема происхождения хим. элементов. Н. можно разделитьна три гл. стадии: космологич. Н., синтез ядер в звёздах и во взрывах звёзд, <Н. под действием космич. лучей.
Космологич. Н. - это синтез ядер на раннемэтапе (до образования звёзд) эволюции вещества во Вселенной. Согласно горячейВселенной теории, атомные ядра, более сложные и тяжёлые, чем протон, <стали образовываться через 100 с после начала расширения Вселенной, когда в достаточно горячем веществе, <содержавшем протоны и нейтроны, при темп-ре Т~10⁹ Кначали протекать термоядерные реакции синтеза самых лёгких элементов- дейтерия, трития и гелия:

Стандартная горячая модель хорошо объясняетнаблюдаемое обилие (относит. содержание) первичного (т. е. возникшего наэтом этапе эволюции Вселенной) ⁴ Не в астрофиз. объектах (22%по массе). Однако образование более тяжёлых ядер на ранней стадии расширяющейсяВселенной становится невозможным, т. к. уменьшение темп-ры и плотностивещества ограничивает реакции синтеза и не позволяет преодолеть т. н. щелив спектре масс атомных ядер при массовых числах А =5 и 8, обусловленныеотсутствием в природе стабильных нуклидов ⁵ Не, ⁵Li,⁸Be.Образование следующих за гелием элементов связано с более поздними этапамиэволюции Вселенной.
Большинство известных хим. элементов возниклочерез миллиарды лет после начала расширения Вселенной - в эпоху существованиязвёзд, галактик и космич. лучей. Происхождение дейтерия, лития, бериллия, <бора в общей проблеме Н. представляет самостоят. интерес, т. к. эти элементылегко разрушаются в термоядерных реакциях (их равновесные концентрациималы), и поэтому их эфф. "производство" возможно лишь в неравновесных процессах. <Такие неравновесные процессы предполагаются в рамках нек-рых моделей космология. <Н., напр. образование дейтерия в реакции ⁴ Не с антипротонами:Однако наиб. распространённым является представление о динамичном образованиилёгких элементов с помощью реакций скалывания при взаимодействии галактич. космическихлучей с межзвёздной средой: быстрые протоны и альфа-частицы в составекосмич. лучей бомбардируют ядра тяжёлых элементов межзвёздной среды и Солнечнойсистемы, вызывая их расщепление на лёгкие ядра; быстрые ядра углерода, <азота, кислорода в составе космич. лучей, взаимодействуя с межзвёзднымиядрами водорода и гелия, также могут расщепиться на ядра лёгких элементов. <Расчёты показывают, что эти ядерные реакции могут производить наблюдаемыеобилия ⁶Li, ⁹Be, ¹⁰ В. Трудности возникаютлишь при объяснении необычного изотопного состава Li и В (резко выраженноепреобладание нечётных изотопов), а также при объяснении "производства"D и ³ Не, к-рые в указанных выше механизмах разрушаются явнобыстрее, чем создаются. Эффективным дополнит, источником синтеза лёгкихэлементов, кроме космич. лучей, могут служить взрывы сверхновых звёзд. Распространениеударной волны во внеш. оболочках сверхновой и последующее охлаждение могутпривести к реакциям синтеза ,,а реакции скалывания на ядрах углерода, азота и кислорода, инициированныеударной волной, производят ядра Li, Be, В.
Происхождение подавляющего большинстваизотопов тяжёлых хим. элементов, начиная с углерода и кончая долгоживущимитрансактиниевыми нуклидами (а возможно, и сверхтяжёлыми), обязано синтезуядер в звёздах и во взрывах звёзд. Ядра элементов от углерода до никеляобразуются в недрах звёзд в условиях высокой темп-ры в реакциях термоядерногосинтеза. Ядра более тяжёлых элементов образуются, скорее всего, в массивныхзвёздах и во взрывах звёзд в результате последоват. реакций захвата нейтронов. <Ядерный синтез в звёздах можно разделить на "статический" Н. (синтез ядерна равновесной гидростатич. стадии эволюции звёзд) и взрывной нуклеосинтез (синтезядер при взрывах звёзд). К механизмам статич. Н. прежде всего следует отнести водородный цикл и углеродно-азотный цикл в звёздах гл. последовательности(см. Герцшпрунга - Ресселла диаграмма), к-рые обеспечивают превращениеводорода в гелий, создавая нек-рый избыток гелия и азота по отношению ких первичному содержанию. Образование углерода и кислорода происходит натой стадии эволюции звёзд-гигантов (см. Эволюция звёзд), когда вих недрах полностью выгорает водород и начинается горение гелия. При темп-рах, <соответствующих этому процессу ( Т~ 10⁸ К), эффективнопротекают ядерные реакции синтеза:

При более высоких темп-pax( Т~10⁹ К) становятся возможными реакции горения углерода и кислородас образованием изотопов элементов от неона до кремния. Во взрывном Н. сетьядерных реакций (рис. 1), протекающих при Т~ 3 х 10⁹- 10¹⁰ К в условиях термодинамич. равновесия (т. н. е -процесс),приводит к образованию железа и соседних с ним элементов в области "железногопика" (максимума на кривой распространённости нуклидов вблизи А=56). В верх. половине рис. (слева) стрелками показаны ядерные превращения, <происходящие в результате взаимодействия ядер с гамма-квантами, нейтронами, <протонами и альфа-частицами (направления стрелок соответствуют перемещениямядер по диаграмме в результате указанных реакций). Стрелки с символами ,,е соответствуют перемещениям по диаграмме в результате , -распадови электронного захвата е. Кривыми показаны пути ("каналы") реакций "горения"гелия ( * ), углерода и кислорода (¹² С+¹² С, ¹² С+ ¹⁶ О, ¹⁶ О + ¹⁰ О) с испусканием протонов(р), нейтронов (п), дейтронов (d) и альфа-частиц ().

Ядра железа характеризуются макс энергиейсвязи на нуклон, поэтому образование элементов тяжелее железа объясняютпроцессами, существенно отличными от реакций термоядерного синтеза, - процессамизахвата нейтронов. Различают два вида реакций захвата ядрами нейтронов, <к-рые протекают в астрофиз. объектах: s -процесс - медленный захватнейтронов, при к-ром образовавшиеся неустойчивые ядра распадаются раньше, <чем успеет присоединиться следующий нейтрон; г-процесс - быстрый последоват. <захват большого кол-ва нейтронов, опережающий бета-распад. Путинейтронного захвата в этих процессах показаны на рис. 2. Медленный нейтронныйзахват развивается вдоль линии стабильности ядер (область на диаграмме Z- N, занятая стабильными ядрами) при умеренных концентрациях свободныхнейтронов (~10⁷ - 10⁸ см ^-3). Положениедорожки (трека) s -процесса зависит от сечений нейтронного захватапри энергиях нейтронов 30 кэВ и от свойств ядер в полосе стабильности. Этот процесс приводит ксинтезу изотопов мн. тяжёлых элементов вплоть до ²⁰⁹Bi. Осн. <звено в цепи s -процесса - нейтронный захват с последующим -распадом- хорошо моделируется в эксперименте, и большинство ядерных параметров, <необходимых для расчёта s -процесса, можно изучать в лаб. условиях. <Особенно важны в этом отношении измерения сечений нейтронного захвата при энергиях нейтронов, соответствующих звёздным темп-рам (~ 30 кэВ). Имеющиеся эксперим. данные по сечениям вэтой области энергий подтверждают осн. вывод теории s -процесса:выходы ядер в установившейся цепи s -процесса для малых областейизменения массового числа обратно пропорциональны ср. сечениям нейтронногозахвата. Астрофиз. место (т. е. астрофиз. объекты или области внутри них, <где возможен процесс) s -процесса должно обладать темп-рой <<Т>10⁸ К, достаточной для осуществления ядерных реакций, освобождающихнейтроны с плотностью потока ~10¹⁵ - 10¹⁶ см ^-2 с ^-1 и длительностью облучения ~10³ лет. В качествеисточников таких нейтронов были предложены реакции протекающие в недрах красных гигантов при горении гелия и при попаданииводорода в области, содержащие гелий и углерод:также Возможен импульсный нейтронный захват, приводящий к образованию тяжёлыхядер в недрах звезды за счёт периодически повторяющихся вспышек её гелиевойоболочки, перемешивающих водород и углерод и обеспечивающих необходимуювысокую темп-ру. Этот импульсный механизм создаёт условия протекания s-процессадля широкого класса звёзд средних и больших масс - от 3до 10
Процесс быстрого нейтронного захвата, <в отличие от s -процесса, развивается в области ядер, сильно обогащённыхнейтронами (рис. 2). Положение трека r -процесса зависит от скорости -распадаэтих ядер, энергий нейтронов и от нач. условий процесса (темп-ры и концентрациинейтронов). Для протекания r -процесса необходимы высокие концентрациинейтронов (больше 10¹⁸ см ^-3) и достаточно большоеобилие "зародышевых" (стартовых) ядер. Астрофиз. место r -процсссаостаётся до конца не выясненным, хотя существует неск. моделей развития r -процессав разл. взрывных звёздных явлениях. В классич. типе г-процесса добавлениенейтронов идёт до тех пор, пока не установится равновесие прямой и обратнойреакций В этот момент происходит -распад, <увеличивающий заряд ядра на единицу и настолько же уменьшающий число нейтронов. <Новое ядро (Z + 1, N -1; Z - число протонов, N - числонейтронов в ядре) может опять захватывать нейтроны, пока не достигнет др. <критич. точки - т. н. точки ожидания -распада. <Образовавшиеся ядра, обогащённые нейтронами, по мере истощения нейтронногопотока постепенно возвращаются к линии ядерной стабильности путём последоват. -распадов. <Считается, что равновесный r -процесс может протекать вблизи сильнонейтронизованногоядра сверхновой звезды (см. Нейтронизация вещества). Однако обсуждаетсяи др. тип г-процесса, развивающийся во внеш. оболочках сверхновой при прохождениичерез них сильной ударной волны.
В этой модели дискуссионными являютсявопросы происхождения достаточно больших потоков нейтронов и необходимогодля осуществления г-процесса обилия зародышевых ядер. Протекание г-процессаприводит к образованию трансактиниевых нуклидов (²³²Th, ²³⁸Uи др.). Поэтому временная шкала г-процесса должна быть достаточно длинной, <для того чтобы успели синтезироваться эти нуклиды, и в то же время онадолжна соответствовать скорости взрывных процессов, развивающихся в течениенеск. секунд. Результаты расчёта скоростей образования ядер r -процессамогут дать непосредств. ответ на принципиально важный вопрос, обсуждающийсяболее 25 лет, - возможен ли в природе синтез сверхтяжёлых элементов. Этотответ во многом зависит от результатов исследования вклада процессов испусканиянейтронов при бета-распадах (запаздывающие нейтроны) и деления, происходящегосразу вслед за -распадом. <Для нейтронообо-гащённых ядер, находящихся на треке r -процесса, <такие процессы особенно существенны.
Разделение Н. в реакциях захвата ядраминейтронов на s- и r -процессы не является обязательным: неисключено, что нейтронный захват в астрофиз. объектах представляет собойсложную комбинацию этих процессов. Тем не менее такой подход позволяетобъяснить осн. черты наблюдаемой распространённости нуклидов за "железнымпиком". Пики распространённоти при А =90, 138, 208 соответствуютрезкому повышению выходов в цепи s-процесса стабильных ядер с магич. числаминейтронов соответственно N -50, 82, 120. Точно так же пики распространённостинуклпдов при А =80, 130, 195 соответствуют большим выходам на дорожкег-процесса нейтроноизбыточных нуклндов с теми же числами нейтронов .=50, 82, 126 (рис. 2).

Рис. 2. Пути нейтронного захвата в s -и r -процессах. r -Процесс рассчитан для начальных температур1,8 х 10⁹ К и концентрации нейтронов 10²⁸ см ^-3."Задержка" присоединения нейтронов в s -и r -процессах происходит, <когда и ядрах числа нейтронов N становятся магическими(N =50,82, 126). Этому соответствуют пики выходов нуклидов при массовых числах А, указанных на диаграмме наклонными линиями. Горизонтальными линиямипоказаны магические числа протонов, вертикальными - магические числа нейтронов. <Направление -распадапоказано стрелками. Линия (n, f) соответствует ядрам, которыеиспытывают деление при присоединении нейтрона. Разрыв в полосе стабильностисвязан со спонтанным делением ядер. Деление обрывает г-процесс в областиядер с Z100,однако точная граница r -процесса неизвестна.

Многие стабильные изотопы тяжёлых элементов, <начиная с селена (⁷⁴Se, ⁷⁸Kr,^S4Sr и т. <д.), оказываются в стороне от путей нейтронного захвата и не могут бытьобразованы в s- и r -процессах. Такие обеднённые нейтронамиядра с малой распространённостью получили назв. "обойдённые". Предполагается, <что в их образовании существ. роль играют ядерные реакции захвата протонов(р,),(р, n) в звёздах, а также реакции фотоотщепления нейтрона (,n), реакции слабого взаимодействия

и упоминавшиеся выше реакции скалывания. <Проблема происхождения обойдённых ядер пока окончательно не решена. Неисключено, что гл. механизм их образования связан со взрывами сверхновых, <в к-рых генерируются большие потоки нейтрино, вызывающие ядерные превращениятипа v + ( А, Z - 1)(A,Z)+ е ^-.
Изложенные выше контуры теории Н. можносчитать построенными. Теория успешно описывает гл. особенности кривой распространённостинуклидов в Солпечной системе. Однако остаются нерешёнными многочисл. проблемы, <связанные с соотношением пиков наблюдаемых выходов, аномалиями в содержанияхнуклидов и элементов в разл. астрофиз. объектах, неоднозначностями в выбореастрофизического места процессов ядерного синтеза.

Лит.: Фаулер У. А., Экспериментальнаяи теоретическая ядерная астрофизика, поиски происхождения элементов, пер. <с англ., "УФН", 1985, т. 145, с. 441; Ядерная астрофизика, пер. с англ.,М., 1986; Крамаровский Я. М., Чечев В. П., Синтез элементов во Вселенной, <М., 1987.

В. П. Чечев, Я. М. Крамаровский.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.