Б.С. Ишханов, И.М. Капитонов, Н.П. Юдин - Частицы и атомные ядра (1120562), страница 95
Текст из файла (страница 95)
Для этого необходимо, чтобы в первоначальном веществе звезды, в которой происходит горение гелия, уже присутствовал изотоп м1й. Источником ядер мХ является СХО-цикл. Еше одним источником нейтронов с необходимой плотностью при Т 10х К могут быть фотонейтронные реакции: С+ у — ~С+ и (!г = — 4,95 МэВ), Х+ Т вЂ” 14+ и (!с = — 10,55 МэВ). Роль фотонейтронных реакций растет с увеличением температуры. За счет а-процесса можно объяснить образование ясех элементов вплоть до Я = 83. Ядра с 7 = 84-89 не имеют стабильных изотопов и активно распадаются.
Поэтому в а-процессе преодолеть эту область Я невозможно. В то же время в природе существуют ядра с 8 = 90 (торий) и Я = 92 (изотопы урана). Для объяснения существования этих ядер необходимо предположить их образование в результате быстрого захвата нейтронов нестабильными ядрами.
Если плотности нейтронов достигают значений 10'~-10'~ см з, то, как легко увидеть из соотношения (10.30), время жизни ядра до захвата нейтрона т„снижается до !0 -' с и начинает выполняться условие т„(( тд, т. е. скорость захвата ядром нейтрона во много раз превышает скорость его 13-распада. Захват нейтронов происходит ло тех пор, пока скорость реакции (и, Т) не станет меньше скорости (3-распада изотопа. При этом ядро успевает захватить! 0-20 нейтронов, прежде чем испытает Д-распад. Такой процесс называют бысарым или т-лроцессом (от англ, гар!г!). Линия на ХУ-диаграмме, вдоль которой происходит образование ядер в г-процессе, смещена от долины стабильности (трека а-процесса) в на- 48! э 1О.
Образование гнллгелых злеменгнав 14 40 60 60 100 120 140 160 160 200 Ряе. 1О.П. Пути (треки), вдаль которых идет формирование ядер в в- и т-прои«осах правлении нейтроноизбыточных изотопов (рис.!0.1!). Можно сказать, что г-процесс развивается как бы «по горизонтали», так как, прежде чем ядро испытает !у-распад, оно успевает захватить значительное количество (до 20) нейтронов. В то же время з-процесс развивается вдоль линии !У-стабильности, т. е. по диагонали». Ялра, первоначально образующиеся в г-процессе, сильно перегружены нейтронами, поэтому в результате последовательных !з-распадов они начинают преврашаться в ядра, имеющие ббльшую стабильность, т.
е, в ядра, расположенные ближе к дорожке стабильности. При этом в результате каждого акта !з -распада при неизменном массовом числе А происходит увеличение заряда ядра на единицу. Этот процесс продолжается до тех пор, пока не получится отношение числа нейтронов к числу протонов, соответствующее стабильному или долгоживушему по отношению к !У -распаду ядру. Таким путем, в частности, улается преодолеть рубеж тяжелых стабильных ядер зо" РЬ и гезВ! и достичь уран-ториевого острова. Так, например.
изотоп зззТЬ образуется из ядра "' РЬ в результате восьми последовательных !У-распадов. Исходное ядро 'ззРЬ, образующееся в г-процессе, имеет на 24 нейтрона больше. чем устойчивый изотоп зезРЬ. Механизм образования элементов тяжелее железа в реакциях захвата нейтронов естественным образом объясняет наблюдаемую асимметрию распространенности элементов относительно линии )з-стабильности. Так, распространенность элементов, расположенных над линией стабильности (область нейтронодефицитных ядер), как правило, меньше распространенности элементов, расположенных под этой линией (область нейтроноизбыточных ядер).
Ядра, расположенные в нейтронодефицитной области, зг з» . зз 482 Глава 10. Нуклеасин»лез и Вселенная не могут образовываться в реакциях нейтронного захвата и их распространенность практически на порядок меньше по сравнению с соседними стабильными и нейтроноизбыточными ядрами. Существует важный аргумент, подтверждавший реальность г-процесса в звездах. Это сдвоенные максимумы в распространенности элементов, коррелируюшие с магическими числами нейтронов 7!Г = 50,82 и !26 (рис. 10.1). Максимумы при А = 88-90, 138 и 208 характеризуют ядра„образуюшиеся с этими числами нейтронов в в-процессе, т.е. при движении вдоль линии стабильности.
Дублирующие их максимумы, расположенные при несколько меньших массовых числах (соответственно 78-84, 126-132 и 189-!97) обязаны своим появлением г-процессу. Поясним это. Когда ядра, участвующие в г-процессе, подходят к областям магических чисел нейтронов, сечения захвата ими следующих нейтронов падают и соответственно увеличивается время т„«ожидания» ими каждого последующего акта реакции (и, 7). г-процесс замедляется, что приводит к накоплению изотопов с околомагическими числами нейтронов. В то же время вероятность В -распада ядра растет с его перегрузкой нейтронами (соответственно тл падает).
Наступает момент, когда тд становится меньше т„и ядро испытает серию чередующихся процессов один )5 -распад захват одного нейтрона -» один распад — один захват и г. д,», в результате которых за счет роста Я (при почти неизменном 1т') на ФЯ-диаграмме оно будет смешаться вверх к линии стабильности (см. рис, 10.11). При приближении к линии стабильности ядро вновь попадает в ситуацию, когда вероятности захвата нейтронов превысят скорости )5-распада. Темп г-процесса возрастает, и ядро, быстро увеличивая количество нейтронов, уходит в немагическую по нейтронам область с ббльшим А. Таким образом, г-процесс (как и в-процесс) должен приводить к повышенной распространенности ядер с магическими (и околомагическими) числами нейтронов.
Однако, при примерно равном (близком к магическому) числе нейтронов, число протонов в ядрах, прошедших г-процесс, значительно уступает числу протонов в ядрах, подвергнувшихся в-процессу. Поэтому максимумы в распространенности ядер от г-процесса смещены по числу нуклонов вниз на 8-15 единиц по сравнению с соответствующими максимумами от в-процесса. Кроме того, и количества нейтронов у изотопов, формирующих эти «магические максимумы» в г-процессе также несколько ниже магических чисел (соответственно 44-50, 74-78 и 116-118). Необходимые для г-процесса плотности нейтронов могут возникнуть лишь при взрывах сверхновых.
Расходящаяся ударная волна примерно за 0,5 с создает в оболочке горения гелия условия для интенсивного протекания реакции генерации нейтронов ззХе(а,п)мМ8 и тем самым запускает г-процесс. Этот механизм образования элементов называют взрывным нуклеосин»лезам. г-процесс может протекать и в насыщенных нейтронами недрах сверхновых. В этом случае вынос образованных элементов в поверхностные слои звезды, по-видимому, осуществляется за счет разогретых нейтрино участков звезды (так называемых пузырей). 483 1 12. Космические лучи 4 11.
Нуклеосиитез под действием космических лучей Ряд стабильных легких изотопов — ь!з, эВе, 'еВ, и  — не могут обраюваться ни в процессе первичного нуклеосинтеза, ни в звездах. Дело в том, что они интенсивно разрушаются в реакциях (р,у) и (р,а) уже при температурах (2-5) ! О» К. В этих условиях содержание упомянутых изотопов 1.1, Ве и В должно составлять < 10 'з по отношению к водороду. Наблюлаемые же распространенности этих элементов оказываются на 2-3 порядка выше.
Неустойчивая природа этих элементов означает, что они должны быть синтезированы в среде малой плотности, в условиях достаточно низкой температуры, иначе они сгорели» бы сразу после образования. В настоящее время общепризнанно, что изотопы !3, Ве, В образуются в реакциях расщепления (скалывания) прн взаимодействии галактических космических лучей с веществом межзвездной среды. Существует два возможных механизма образования этих элементов: 1) легкая компонента космических лучей (быстрые протоны и а-частицы) в результате столкновения с тяжелыми ядрами межзвездной среды вызывает расщепление их с образованием изотопов Е1, Ве, В, которые затем смешиваются с межзвездной средой; 2) быстрые ядра С, !ч1, О, входящие в состав космического излучения, сталкиваясь с ядрами Н и Не, превращаются в 13, Ве, В.
Этим объясняется, в частности, повышенная распространенность изотопов 1з, Ве, В в космических лучах. Изложенная модель нуклеосиитеза под действием космических лучей позволяет предсказать наблюдаемые распространенности ~ 1з, чВе, ге В, и В. $12. Космические лучи Космические лучи (излучение) — это частицы, заполняющие межзвездное пространство и постоянно бомбардируюшие Землю. Они открыты в! 9! 2 г. австрийским физиком В. Ф.
Гессом с помощью ионизационной камеры, установленной на воздушном шаре. Он измерил скорость ионизации воздуха в зависимости от высоты подъема над уровнем Земли. Оказалось, что с ростом высоты величина ионизации сначала уменьшается, а затем на высоте 2 км начинает резко возрастать. Ионизация, увеличивающаяся с увеличением высоты, образуется космическими лучами, падающими на границу атмосферы из космического пространства. По сложившейся традиции космическими лучами называют поток атомных ядер (от протона до ядер железа и никеля), хотя в составе частиц, приходящих на Землю из космоса, имеются электроны (позитроны), фотоны и нейтрино.
Максимальные энергии космических лучей ш 3 1Ога эВ, т.е. на несколько порядков превосходят энергии, доступные современным 32* 484 Глава 10. Нуклеасиятез и Вселенная галактические космические лучи м Рес. 10.12. Галактические и солнечные космические лучи ускорителям на встречных пучках (максимальная эквивалентная энергия Теватрона -2 ° 10'з эВ, 1.НС вЂ” около 1О" эВ). Поэтому изучение космических лучей играет важную роль не только в физике космоса, но также и в физике элементарных частиц. Ряд элементарных частиц впервые был обнаружен именно в космических лучах (позитрон — К.Д.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
