Brown & Mussett The Inaccessible Earth 04 Chapter (Д. Браун, А. Массет - Недоступная Земля), страница 8

ОИ ~~й й йо '."Д ~ ЕФ ив в йв и Вя азу в2 к оввазовлнив солничной систвмы так же е-процесс иерестранвает нуклоны и создает наиболее стабильные ядра. Среди них-железо и другие элементы, занимающие высокое положение на кривой а рис. 4.!2. Элементы, расположенные дальше группы железа, нельзя построить путем повышения тжипературы, так как если бы они обраювались, они оказались бы менее стабильными и в ходе е-процесса вскоре снова бы превратились в элементы группы железа.

Более тяжелые элементы формируются иначе: путем простой бомбардировки нейтронами, которые, не имея зяектричеаюго заряда, лелю захватываются ядрами, Из эксперимента известно, что отношение числа нейтронов к числу протонов я ядре должно оставаться в довольно узких пределах, зависящих от размера ядра. При бомбардировке медленными нейтронами (з-процесс) захват нейтронов идет через достаточно длительные промежутки времеви, тш что, когда ядро становится нестабилъным нз-за слишком высокого отношения числа нейтронов к числу протонов, оно успевает принять более стабильную форму, прежде чем будет захвачен очередной нейтрон.

Это осуществляется посредством внутренней коняк(жив нейтрона в протон с испусканием электрона, т.е. В-частицы, для сохранения электрического заряда Такой процесс может занять недели или даже больше-очень длительное время в масштабе скоростей ядерных превращений. Синтез элементов посредством з-процесса может идти толъко до ю»ВЪ потому что следующее, более тяжелое ядро нестабильно вне зависимости от того, каким будет соотношение нейтронов и протонов. Это препатстаие преодолевается в ходе г-процесса, при котором нейтроны захватываются так быстро, что образовавшиеся ядра не успевают распадаться до захвата очередного нейтрона Таким способом синтезируются значительно более тяжелые ядра Конечно, когда бомбардировка нейтронами прекращается, богатые нейтронами ядра будут испытывать многократный )3-распад с образованием ядер, сравнительно более стабильных, но в свою очередь подверуаюпшхся а-распаду и дальнейшему распаду на более легкие ядра Однако в ходе г-процесса образуются также ядра ЗЭЧ), ЗЗЭГ! и 'З'Т)ъ периоды полураспада которых сравнимы с возрастом Земли.

Поэтому они еще не распались до пренебрежимо малых количеств. Примером тжкелого, но короткожнвущего изотопа служит ' Рп, который был сннтезирован, но распался; этот изотоп упоминался в связи с вопросом об интервалах времени образования метеоритов. В результате г-процесса осуществляется переход от в высшей степени нестабильных ядер, следующих непосредственно за зезВ1, к сравнительно более стабильным ядрам, имеющим более высокое массовое число. Заполнению некоторых промежутков между более легкимн элементами (например, между гхС и мО), оставшихся после тех илн иных термоядерных процессов, способствует з-процесс. Однако, поскольку он может создавать толъко ядра, богатые нейтронами, необходим еще один процесс, который мог бы быть причиной образованна известных ядер с низким (ниже среднего) отношением числа нейтронов к числу протонов.

Это р-лроцесс, действие которого состоит в добавлении протонов. Последний вопрос: как образовались легкие элементы Ы,,Ве и В? Большинство нх изотопов не могут появиться в резулътате описанных выше процессов. "дело в том, что они разрушаются прн температуре термоядерного сгорания водорода. Вероятно, они возникли как осколки при ударах космических лучей о тяжелые ядра в межзвездной пыли (епродукты скалывания»). Скорость такого образования элементов очень мале, но ведь ядра проводят в космосе долгое время! 4.62,Эволюция звезд.

Наиболее вероятное место, где могут идти ядерные реакции (за исключением только что упомянутой);внутренние области звезд, так как для этих реакпий необходимы чрезвычайно высокие температуры. В разд. 4тъ2 мы проследили эволю- а ОБРА3ОВАние сОлнечнОЙ системы 83 пию межзвездного облака в протозвезды, т,е. в довольно конденсированные массы с температурой в несколько тысяч градусов. Как уже объаснялось, при таком состоянии собственное тяготение может быть уравновешено высокой внутренней температурой, так что потеря тепла с поверхности приводит к сжатию протозвезды и ее разогреву. Когда температура становится достаточно высокой, начинается термоядерное сгорание водорода, Это компенсирует тепловые потери с поверхностя, и звезда уже не должна сжиматься. Поскольку термоядерное сгорание водорода-чрезвычайно производительный источник тепла„звезда входит в длительный стабильный период, известный ках «главная последовательность'»; в случае Солнца этот период должен продолжаться примерно 10'е лет, т.е.

вдвое превышать нынешний его возраст. Однако в конде коннов водород начинает иссякать. Сначала это происходит в центре, так как в глубоких недрах звезды нет конвекции, н накапливающийся гелий не может быть удален. В результате образуется гелиевое ядро, размеры которого непрерывно растут, а окружающая его оболочка сгорающего водорода медленно смещается к внешним областям. Поскольку давление-это просто суммарный эффект ударов всех частиц, присутствующих в «газе», постольку уменьшение числа частиц при ядерных реакциях (таких, как превращение четырех ядер водорода в одно ядро гелия) ведет к понижению давления внутри звезды. Звезда отвечает на это сжатием„что вызывает повьппенне температуры до уровня начала термоядерного сгорания гелия, результатом которого в свою очередь становится появление углеродио-кислородного ядра звезды и т.д.

Насколько далеко заходит эта череда термоядерных реакпяй, зависит от массы звезды. Малая масса газа никогда не достнгнег температуры, достаточной для начала сгорания водорода, так кая прежде чем она сможет сжаться в достаточной степени, атомы водорода войдут в соприкосновенве друг с другом, что предотвратит дальнейшее сжатие, и эта масса останется холодной. Твк, в грубой схеме, произошло с Юпитером. Солнпе гораздо массивнее, и там стало возможным сгорание водорода, но только водорода, а не гелию Однако в самых крупных звездах, с массой, в шесть раз превышающей массу Солнца, термоядерные реакцнн развиваются дальше, и такие звезды состоят из серии конпентрических оболочек, в каждой из которых происходит сгорание более тяжелых элементов, чем в более верхнем слое (рис. 4.13).

Когда е-пропесс в центре звезды завершился образованием элементов группы железа, энергия ядерных реакпнй там выделяться уже не может (рис. 4.12, кривая (а)), хотя сгорание более легких элементов в окружающих оболочках еще продолжается. Ядро, состоящее из элементов группы железа, сжимается, как это было уже с более ранними пентральными ядрами звезды, и температура повышается. Звезда остаетсл стабильной, пока температура не достигнет 10'е К, когда атомные ядра элементов группы железа начинают распадаться на более простые часпщы, такие, как а-часпщы и нейтроны.

(Это аналогично чересчур сильному встряхиванию предметов в коробке, при котором они выбрасываются оттуда) При такой дезинтеграции ядер, конечно, много энергви логяои(аюяся, и звезда реагирует на это дальнейшим сжатием, что только усугубляет обстановку. Темп эволюции звезды все время ускоряется. Криваа энергия связи, приходящейся на нуклон (рис. 4.12, кривая (а)), показывает, что большая часть тепла выделяется при превращении водорода в гелий; на последующих же стадяях тепла производится все меньше ' Более 90 наблюдаемых звезд находятся в таком состоянии.

Термин «главяая последоаателыюсть» относятся к распояожеяню звезд по светямостя (я родствеяаым па(ли««трам) ва диаграмме Герюипруат«-Рассела.— Прим, иерее. 64 4. ОБРАЗОВАНИЕ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ Рис 4ЛЗ. Разрез через массивную звезду на зрелой стадии эволюции.

На схеме показано, что в центре звезды нуклеосннтез привел к образованию нелеза, тогда как окруиающие концентрические оболочки находятся еще на более ранних стадиях. На показанной стадии эволюпии ядерное горючее в центре уне почти исчерпано, и звезда вскоре долина стать нестабильной и взорваться как сверхновая. и меньше. В сочетании с повышением температуры и увели наием тепловых потерь с поверхности зто приводит к тому, что кахщая последующая стадия развивается значительно быстрее предыдущей, в, согласно оценкам, стадии равновесия (е-процесс) занимает, повидимому, всего иесколъко минут.

Конечная стадия-сзатие ядра, разрушение ядер группы зализа-означает обрушение, коллапс, н звезда, свопавшаа ядерное горючее в течение миллионов лет, оказывается «обанкротявшейся» в считанные секунды. Коллапс внутренввх обласпй звезды оставляет внешние части без поддержки, так что оии тозе снимаются и резко нагреваютсэь Но в иих еще содержится много несохскениого горкэчего, и, поскольку ядерные рппщии чрезвычайно чувстинтелъны к температуре, события развиваются неудврззмо: термоядерное сгорание повышает температуру, а зто в свою очередь повышает скорость сгоранвя.

У звезды нет узе времени приспособиться к новой обстановке, и болъшая часть оставшегося горючего сзнгается в кикую-то долю секунды. Взорванная внешняя оболочка звезды рассеивается в пространстве. Этот катастрофический конец эволюции звезды является, как полагают, одной нз вероятных причин появления сверхновой, котораи в течение нескольких недель мозет светиться так ярко, как целая зншдная галактика Самая известная сверхновая наблюдацась юпайскимн астрономами в 1054 г., а ее быстро разлетающиеся осколки до снх пор видны.

Они образуют Крабовидную туманность (рис. 4.5,б). (Термвны «туманность», енебулю> применяются для обозначения астрономических объектов разного типа. Этимя словами называют рвсцлывчатое («туманное») патио света, какое н мозно было только увидеть в старые телескопы.) В центре туманности находится пульсар, или нейтронная звезда, которую отоздествляют с центральным ядром заезды, коллавсвровавшим до плотности атомного ядра (не менее 10гт кг/мэ;Перев.) и вмеющнм размер всего лишь несколько километров в поперечнике. Сколъко изотопов, встречающнхсв в природе, мозет произвести сверхновая7 Совершенно ясно, что она мозет создать многие элементы, вплоть до группы зелеза июпочителъно, еще до того, как достигнет катастрофической стадвв, но какие изотопы возникнут потом? Аиалвз относительной распространенности изотопов млзду зеге и 'овВ! показывает, что они образовались в ходе а-процесаь а ве г-процесса.