Б.С. Ишханов, И.М. Капитонов, Н.П. Юдин - Частицы и атомные ядра (1120562), страница 94
Текст из файла (страница 94)
Так, имеется объект Лебедь Х1, представляющий собой двойную систему с периодом вращения 5,6 суток. В состав системы входят голубой гигант с массой 22М„. и невидимый источник пульсирующего рентгеновского излучения с массой 8М., который, как полагают, и является черной дырой (объект такой большой массы не может быть нейтронной звездой). Наряду с черными дырами, образовавшимися при коллапсе звезд, во Вселенной могут быть черные дыры, возникшие задолго до появления первых звезд вследствие неоднородности Большого взрыва.
Появившиеся при этом сгустки вещества могли сжиматься до состояния черных дыр, тогда как остальная часть вещества расширялась. Черные дыры, образовавшиеся на самом раннем этапе существования Вселенной, называют ревикнгавыми. Предполагают, что размер некоторых из них может быть значительно меньше протона. Другой тип черных дыр — еверхиагсивные черные дыры (10ь-1О'а)Ма, которые могут возникать в центре галактик и звездных скоплений.
В 1963 г. были открыты квазары — компактные внегалактические источники радио-, оптического и рентгеновского излучения огромной мощности. Их светимость 10»з-10»" эрг/с. Столь мощное излучение может быть обеспечено сверхмассивными черными дырами. В 1974 г.
С, Хокинг показал, что черные дыры должны испускать частицы. Источником этих частиц является процесс образования виртуальных пар частица — античастица в вакууме. В обычных полях эти пары аннигилируют столь быстро, что их не удается наблюдать. Однако в очень сильных полях виртуальные частица и античастица могут разделиться и стать реальными. На границе черной дыры действуют мощные приливные силы. Под действием этих сил некоторые из частиц (античастиц), 476 Брава 10. Нуклеоеилтез и Вселеииал входивших в состав виртуальных пар, могуг вь>лететь за пределы черной дыры. Так как многие из них затем аннигилируют, черная дыра должна становиться источником излучения. Черная дыра излучает как черное тело с температурой Ть тем большей, чем меньше ее масса Мь.' Т -10™ Энергия, излучаемая в пространство черной дырой, поступает из ее недр.
Поэтому в процессе такого испускания частиц масса н размеры черной дыры должны уменьшаться, а температура — расти. Таков механизм «испарения» черной дыры. Опенки показывают, что темп «испарения» очень медленный. Черная дыра с массой !ОМв испарится за 1Ош лет. Время испарения сверхмассивнь1х (миллиарды масс Солнца) черных дыр, которые могут быть в центре больших галактик, может составлять ! 0~ лет.
Конечный этап испарения должен протекать как мощная вспышка 7-излучения длительностью — О,! с для Мь 10~ г. 5 10. Образование тяжелых элементов За исключением водорода, гелия-4 и некоторых легчайших ядер, которые образуются в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху, остальные ядра возникают в процессе эволюции звезд. В процессе термоядерного синтеза в звездах образуются элементы вплоть до:келеза. Лальнейший синтез невозможен, так как ядра группы железа облалают наибольшей удельной энергией связи.
Образованию же более тяжельгх ядер в реакциях с заряженными частицами (протонами и другими легкими ядрами) препятствуют увеличивающиеся кулоновские барьеры. Распространенность 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 еше и следующий фактор: большинство тяжелых ядер являются !у-радиоактивными. Лля образования тяжелых элементов решающую роль играет захват ядрами нейтронов — реакция (п, 7): (А„Я) + и -» (А + 1, Я) + 'у. (10.27) В результате цепочки чередующихся процессов захвата ядрами одного или нескольких нейтронов с последующим их )з -распадом увеличиваются массовые числа А и заряд Я ядер и из исходных элементов группы железа образуются все более тяжелые элегяенты вплоть до конца Периодической таблицы.
При достижении областей магических чисел Ж = 50, 82 и 126 уменьшаются как вероятности захвата ядрами следующих нейтронов, так и вероятности их !з' -распада. Процесс замедляется, что ведет к повышенному з 1О. Образование тлмеелых элементов 477 накоплению элементов с числами нейтронов, равными магическим или близкими к ним. Одним из наиболее важных аргументов в пользу механизма образования тяжелых элементов в нейтронном захвате является следуюший. Оказывается, что произведение сечения захвата нейтронов а„(А) с энергией 25-50 кэВ на распространенность ядер п(А) долины !з-стабильности является монотонно и слабо изменяюшейся величиной, в то время как сечение реакции (и, 7) и распространенность нуклидов сильно варьируются от ядра к ядру.
Объяснить это можно следующим образом. Изменение со временем распространенности п(А) ядер с массовым числом А описывается уравнением Ап(А) = и ' и( 4 !) авт(А 1) и и( 4) ' ггит(А) ~~в ' и( 4). (1О 2~) Здесь первое слагаемое справа отвечает образованию данного изотопа путем захвата нейтрона ядром с массовым числом А — 1, а остальные — разрушению этого изотопа либо за счет захвата еше одного нейтрона (второе слагаемое справа), либо за счет (1-распада (последнее слагаемое). Использованы следуюшие обозначения: и — поток нейтронов, Лр = Цтл— вероятность 15-распада ядра А в единицу времени (тр — среднее время жизни ядра относительно )5-распада). Для стабильных ядер тр = со и последнее слагаемое обрашается в нуль. Если процесс стационарный, то Ап(А)/А! = О и получаем п(А — 1) ' авт(А — 1) = п(А) ' авт(А).
(! 0.29) Из соотношения (10.29) следует, что чем меньше сечение радиационного захвата нейтрона, тем больше должна быть распространенность элемента. В частности, это объясняет, почему ядра с магическими числами Лг и Я встречаются чаше (рис. 10.1). Связано это с тем, что для магических ядер сечение радиационного захвата нейтрона падает на порядок по сравнению с соседними немагическими. Если образовавшееся в процессе (10.27) ядро (А+ 1, Я) нестабильно, то при малых плотностях нейтронов более вероятен р -распад этого ядра (А + 1, о) (А + 1, о + 1) + е «; Ре, чем захват им следуюшего нейтрона.
Условие такого развития процесса обычно выражают соотношением твт » гр, где г„— время жизни ялра до захвата нейтрона. Такой процесс называют медленным или в-лроцессом (от англ. а1ов). Характерные значения т„а этом процессе — годы. Так как в в-процессе 13-распад, как правило, опережает захват следующего нейтрона, то образуюшиеся ядра располагаются в районе линии !5-стабильности, не сильно удаляясь от нее. При этом могут образоваться только сравнительно устойчивые ядра. Ядра с малыми периодами полураспада исчезают раньше, чем они успевают захватить следующий нейтрон. Из-за интенсивного а-распада образование тяжелых элементов в в-процессе останавливается на последних стабильных ядрах ~~~РЬ Глава 1О.
Нуклеосинтеэ и Вселенная о о М о О о о 1 о ьэ о о Я о о Ф со ее й О. Э 1О. Образование знлжелых элементов 479 н зезВ1. На рис. 1О.! 0 показана схема образования в в-процессе элементов с Я от 26 (Ее) до 33 (Аз). За исходное ядро взято зьГе. По современным представлениям примерно половина элементов с А > 60 образуется в результате в-процесса. В качестве исходных ядер, из которых в результате последовательного захвата нейтронов образуются тяжелые ядра, обычно выбирают ядра «железного пика>. При плотности нейтронов !О'" см ' время, необходимое для образования свинца из железа, составляет около 10' лет.
Выбор в качестве исходного материала более легких ядер наталкивается на большие трудности. Во-первых, чем легче исходное ядро, тем большее число нейтронов должно быть захвачено и время образования тяжелых элементов существенно увеличивается. Во-вторых, отсутствие стабильных ядер с А = 5 и 8 приводит к тому, что этот рубеж нельзя перейти путем последовательного захвата нейтронов. В-третьих, сечение радиационного захвата нейтронов ядрами 'зС, мО и мСа составляет крайне малую величину и, следовательно, время образования тяжелых элементов должно увеличиваться на несколько порядков.
Эти аргументы наиболее существенны для выбора в качестве исходных нуклидов ядер области железного пика. Оценим плотность нейтронов р„, необходимую для протекания в-процесса. Вероятность захвата ядром нейтрона в единицу времени Л„т = 17т„т может быть рассчитана с помощью следующего соотношения 1 Л„т = — = и авт = р„ц„аят, тот (10.30) Подходящие условия для образования ядер в в-процессе существуют в красных гигантах. Обычно в качестве источников нейтронов лля в-процесса рассматривают две реакции С+а-.мО+и и»!9е+а-ь.мМО+и. где о„ вЂ” скорость нейтрона. Откуда р„ = (ть о„ оят) '. Характерная величина сечения о„для нейтронов с энергиеи 50 кэВ составляет 0,1 барма. Скорость нейтронов при этом 3 1О" см/с.
Полагая время жизни ядра до захвата нейтрона - одного года, получаем р„- 10з см '. Для того чтобы в звездах интенсивно протекал в-процесс, необходимы определенные условия: !. Температура вещества должна быть больше 10з К, для того чтобы могли происходить ядерные реакции с образованием нейтронов.
2. Плотность нейтронов в среде должна быть на уровне 10з-10'о см з. 3. Условия 1 и 2 должны существовать в звезде в течение достаточно продолжительного времени (больше 10' лет), чтобы путем последовательного захвата нейтронов могли образовываться тяжелые ядра. 4. Продукты в-процесса должны эффективно выноситься во внешнюю оболочку звезды и попадать в межзвездную среду без дальнейших ядерных реакций.
480 Глава 10. Нуклеосиннгез и йселеннил Для протекания первой реакции требуются условия, при которых про- исходит совместное горение водорола и гелия. В качестве механизма, создающего такие условия, рассматривается соприкосновение конвек- тивной оболочки звезды, в которой происходит горение гелия, с богатой водородом внешней оболочкой. Образование нейтронов происходит в сле- дующей цепочке реакций: С+р-» Х+ у (Я=1,94 МэВ), '~Х-» С+с++и, (сг= 1,20 МэВ, !11з = 10 мин), С+а- '~О+и ®=2,22 МэВ). Реакция С + а -» О + и эффективно происходит при температуре > 1Оз К. Образование нейтронов в реакции 1че+ а- М8-1- и (О = — 0,48 Мэй) зависит от присутствия '"Х в зоне горения гелия (последовательный захват двух а-частиц и Вч'-распад образовавшегося ядра з'1ча превращает ядро '"1ч в з"-Хе).
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
