Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

«В звездном нуклеосинтезе все слишком хорошо»

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

23 августа 2019 в 18:48АстрономияВсе ли мы знаем о рождении элементовКакая химия космоса — «нечестная», в чем ошиблись авторы статьи αβγ и пытались ли найти во Вселенной остров стабильности — в первой части интервью астрохимика Дмитрия Вибе.

В сентябре состоится главное событие Международного года Периодической таблицы химических элементов — Менделеевский съезд. Это крупнейшее событие в жизни российской химии, в котором примут участие более трех тысяч человек со всего мира. Indicator.Ru и Mendeleev.

Info поговорили с одним из организаторов симпозиума «Периодическая система сквозь пространство и время» на Менделеевском съезде, заведующим отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН Дмитрием Вибе.

В первой части интервью мы обсудим то, что считается «химией» только у астрономов, — вопрос происхождения химических элементов.

— Менделеевский съезд — это про химию. Зачем туда приезжает глава Международного астрономического союза? Да и вас более привычно видеть на форумах по астрономии.

— Так случилось, что было принято решение посвятить один из симпозиумов не земным вопросам, а космическим — в широком смысле.

То есть поговорить и о происхождении химических элементов и их эволюции, и о молекулярной эволюции за пределами Солнечной системы. На симпозиуме соберется весьма представительный состав участников — и предполагается весьма широкий спектр тем.

Ведь астрохимия молекулярных облаков и синтез элементов в звездах — это две большие разницы. Будет интересно!

— Кто из крупных ученых ожидается?

— Специалист по первичному нуклеосинтезу Алан Кок, специалист по звездному нуклеосинтезу Фридрих-Карл Тилеманн, выступит с пленарным докладом президент Международного астрономического союза и очень сильный астрохимик Эвин ван Дишок.

— То есть будут представлены все три основные тематики астрохимии: первичный нуклеосинтез, то есть те двадцать минут, в которые возникли первые ядра в результате Большого взрыва, вторичный нуклеосинтез — появление элементов в недрах звезд и в результате их эволюции — и…

— …и честная химия космоса (смеется, — прим. Indicator.Ru). В астрономии вообще есть несогласованность терминологии с химией. Мы хорошо знаем, что если говорят о металличности звезды — речь идет не о металлах с точки зрения химии, металлами астрономы именуют вообще все элементы тяжелее гелия. Так и тут — под химической эволюцией Вселенной называются термоядерные и ядерные реакции.

— Понятно, что в «честной» химии космоса вопросов очень много.

Однако если говорить про нуклеосинтез, первичный и вторичный, — остались ли там фундаментальные проблемы? Существует мнение, что в статье αβγ (публикации Ральфа Альфера, Ханса Бете и Георгия Гамова «Происхождение химических элементов», вышедшей в 1948 году, — прим. Indicator.Ru) все основные вопросы были поставлены и сразу же решены.

— На самом деле, в «альфа-бета-гамма»-статье вопрос был решен неправильно. Они правильно сформулировали задачу происхождения химических элементов. Но в статье были сделаны некие допущения (очень смелые), которые не подтвердились.

Они предположили, что первичный нуклеосинтез — тот, что после Большого взрыва, — полностью заполнил таблицу Менделеева сразу же. В их расчетах очень хорошо получилась кривая распространенности химических элементов во Вселенной, и в этом смысле они вопрос закрыли — нуклеосинтез в звездах оказался уже не нужен.

Но потом оказалось, что не совсем так все хорошо. Выяснились некоторые тонкости, которые сильно замедляют синтез ядер с массой выше четырех (то есть — выше классического гелия).

Это ядра изотопов лития и гелия с массой пять — они нестабильны (гелий-4 представляет собой дважды магическое ядро, поэтому добавленный протон или нейтрон очень плохо удерживаются в ядре, — прим. Indicator.Ru).

— Нет стабильных ядер с массой пять и нет стабильных ядер с массой восемь. Поэтому через эти два барьера просто не хватало времени перепрыгнуть за время первичного нуклеосинтеза. Все уперлось в гелий, потому его так много — дальше нуклеосинтезу некуда было идти.

Итак, ситуация сейчас такая: первичный нуклеосинтез должен был дать нам гелий-4 и гелий-3, дейтерий, протоны — как сырье первичного нуклеосинтеза, и чуть-чуть лития, в основном — лития-7 и совсем немного лития-6.

Это именно то, что сейчас рассчитывают ученые и сравнивают с наблюдениями объектов на больших красных смещениях. С наблюдениями согласуется все в части гелия-4 и в части дейтерия. В общем, это (с водородом) — 98% барионной массы Вселенной.

Дальше начинаются некие нюансы.

— То, что 98% мы объяснили, уже хорошо. Какие могут быть нюансы дальше?

— Во-первых, гелий-3 очень плохо измеряется. Его содержание реально измерить только в близкой к нам окрестности Вселенной. Правда, то, что мы можем измерить — с некими допущениями, — никаких проблем не обещает при экстраполяции на эпоху Большого взрыва.

А вот с литием оказались проблемы, и они пока неразрешимы. Его во Вселенной меньше, чем предсказывает (теория, — прим. Indicator.Ru) первичный нуклеосинтез. При этом проблема существует как для лития-7, так и для лития-6. И ведь пространства для маневра у нас не очень много — в расчетах есть десяток ядерных реакций и единственное, что туда «закладывается», — это расширение Вселенной.

— Есть ли идеи на тему, как эти проблемы разрешить?

Один из возможных вариантов решения проблемы — это то, что у лития может быть нетривиальная история. Он, например, может сгорать в термоядерных реакциях — в отличие от всех элементов, которые в них синтезируются, литий, бериллий и бор в термоядерных реакциях уничтожаются. Там в протон-протонном цикле есть цепочки, которые эти элементы подчищают.

Кроме этого, литий может эволюционировать в космических лучах и при взаимодействии с космическими лучами. То есть — у лития во Вселенной может быть нетривиальная история, и какие-то фрагменты этой истории мы упускаем. А может быть, как полагают некоторые романтически настроенные ученые, проблема лития скрывает за собой некую большую физику. Кто знает?

— Хорошо, а что проблематичного в следующем этапе заполнения ячеек таблицы Менделеева с номерами больше трех?

— Быть может, скажу не совсем корректно, я эту проблему ощущаю применительно к молекулярным облакам, которыми занимаюсь, — в звездном нуклеосинтезе все слишком хорошо. При том изобилии свободных параметров, которые у нас есть, получить хорошее согласие модели и наблюдений не так сложно. Хотя проблем, конечно, куча — и вот с чем они связаны.

У нас есть нуклеосинтез во время обычной звездной эволюции. Он не очень тривиальный, особенно на поздних этапах, но более-менее понятный.

Сливаются альфа-частицы, на альфа-частицы разваливаются ядра, можно строить цепочки реакций, получать какой-то состав, можно добавлять не только термоядерные реакции, но и ядерные реакции (s-процесс, например), и в общих чертах все понятно, что происходит.

Но потом жизнь звезды заканчивается, и начинают происходить другие события — катастрофического характера. Либо это вспышка сверхновой с коллапсом ядра, для которой до сих пор нет какого-нибудь общепринятого механизма, по крайней мере в том виде, в котором они наблюдаются.

Например, мы сейчас знаем, что вспышка сверхновой может быть сильно несимметричной, поэтому все нужно моделировать в 3D, там может играть роль магнитное поле — существует так называемый магниторотационный механизм, в котором энергия разлета черпается из магнитного поля… А если нет хорошей модели вспышки сверхновой, нет хорошей модели нуклеосинтеза при вспышке сверхновой, для которой тоже многое «задается руками». А когда параметры задаются руками, есть пространство для маневра.

Это относится и к вспышкам сверхновых с коллапсом ядра, и к вспышкам типа 1а на поверхностях белых карликов. Появился еще один механизм сверхновых — слияние нейтронных звезд (он не новый, но мы получили наблюдательное подтверждение).

Но, повторюсь, речь в данном случае идет уже о нюансах.

Если резюмировать, то одна из главных проблем звездного нуклеосинтеза, того, что имеет отношение к финалу жизни звезды, в котором образуются все элементы тяжелее железа, это разделение r-процессов и s-процессов, быстрых и медленных нейтрон-захватных процессов.

C s-процессом все более-менее понятно, это нормальная звездная эволюция, а вот r-процесс — там есть вопросы. Этот процесс заполняет таблицу Менделеева за висмутом. S-процесс, медленный захват нейтронов, сильно зависит от того, есть ли у элемента стабильные изотопы.

А висмут у нас — самый тяжелый «наблюдательно стабильный элемент». То есть он — радиоактивный, но с периодом полураспада порядка 1019 лет — мы не доживем. Дальше s-процесс не может двинуться.

И пока не удается ткнуть пальцем на какой-то из финальных этапов или вариантов эволюции звезды и сказать: «r-процесс происходит здесь. Или здесь». Возможно, он происходит вообще в нескольких местах: для r-процесса нужно много нейтронов. Например, как в нейтронной звезде.

То есть, например, r-процесс может происходить при образовании нейтронной звезды (вспышке с коллапсом ядра) либо при слиянии нейтронных звезд.

— Достаточно много говорят об острове стабильности и возможности существования очень долгоживущих сверхтяжелых ядер. Пытались ли найти такие ядра в продуктах вспышки сверхновой?

— Пытались ли — не знаю, но точно не нашли. Потому что есть проблема даже с ураном и торием, которые очень сложно идентифицировать: их мало, линии слабенькие. Кроме того, если при вспышке сверхновой и образуется три сверхтяжелых ядра – как их увидеть-то?

Продолжение следует

Понравился материал? Добавьте Indicator.Ru в «Мои источники» Яндекс.Новостей и читайте нас чаще.

Подписывайтесь на Indicator.Ru в соцсетях: , ВКонтакте, , Telegram, .

Источник: https://indicator.ru/astronomy/v-zvezdnom-nukleosinteze-vse-slishkom-khorosho.htm

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

Подготовил студент А.В. Фойгт

Киевский национальний университет им. Т.Г.Шевченко

Киев 2003

Приразработке теории Большого Взрыва и природы источника энергии Солнца в конце30-х гг. ХХ века Х.Бете и К.Вейцзекер пришли к выводу, что генерированиеэнергии звезд, в т.ч. и Солнца, связано с образованием ядер гелия.

Всоответствии с доработанной Г.Гамовым теорией Большого Взрыва Вселенной,последняя прошла т. наз. эру нуклеосинтеза – время образования протонов инейтронов, вслед за ними – изотопов водорода, гелия и лития.

Однако идеяобразования всех атомов на ранней стадии расширения Вселенной путем присоединениянейтронов и последующим отрицательным бэта-распадом потерпела неудачу в связи стем, что в природе отсутствуют ядра с массовыми числами 5 и 8.

Э.Салпетербыл первым, кто установил, что наряду с горением водорода в недрах звездвозможно также и горение гелия с образованием углерода. Это и послужило основойдля современных теорий ядерного синтеза.

Согласносовременным научным представлениям, все химические элементы образовываются врезультате внутризвездных процессов, и это влияет на эволюцию звезд в целом

Наоснове данных о химических элементах в природе, ученые пришли к выводу, чтонаиболее вероятным источником образования большинства ядер являютсяпоследовательности ядерных процессов, протекающих в недрах звезд.

Химическийсостав Земли, Луны и метеоритов можно установить непосредственно, однако составпланет Солнечной системы менее известен, сведения о нем основываются навеличине средней плотности вещества планет.

При исследовании состава солнца,звезд и межзвездных газовых туманностей используется спектральный анализ, но ондает информацию только об атмосфере той или иной звезды. К примеру, в атмосфереСолнца зафиксированы около 70 элементов, тем не менее, некоторые элементы непредставляется возможным обнаружить ни в атмосфере Солнца, ни в атмосферезвезд.

В результате было сделано заключение, что в хорошем приближениисодержание элементов в атмосфере звезд согласуется с их содержанием для Земли иметеоритов.

В1956 году Г.Зюссом и Г.Юри на основе химического состава Земли, метеоритов иСолнца была составлена таблица распространенности элементов. Она примечательнатем, что демонстрирует немалое превосходство по рапространенности средиэлементов с массовым числом 40-60 группы железа.

Образованиеядер химических элементов от углерода до группы железа происходит в результатегелиевого, углеродного, кислородного, неонового и кремниевого горения в недрахзвезд. Примечательно, что в лабораторных условиях энергии сталкивающихся частицнамного превышают аналогичные в недрах звезд, поэтому полученные эффективныесигма-сечения не могут быть приняты для астрофизических реакций.

Врезультате горения гелиевого ядра звезды температура ее поверхности может дажеснизиться, и после изменения физических свойств звезда превращается в красныйгигант. В момент, когда температура в ядре звезды достигает 1.5 х 108К, аплотность – 5 х 104 г/см3, начинается так. наз.

тройная реакция: из трех атомовгелия образуется атом углерода. Наряду с рассмотренной возможна реакция собразованием кислорода из углерода и гелия с выделением гамма-частиц.Образующиеся ядра кислорода реагируют с гелием, и в результате формируется неон.Из неона – марганец.

Процесс горения гелия сопровождается другими реакциями собразованием различных нуклидов.

Врезультате гравитационного сжатия ядра звезды начинается слияние ядер углеродас образованием ядер неона, натрия и магния. Одновременно образуются аллюминий,кремний и некоторые соседние нуклиды.

Углеродможет загораться и поддерживать горение лишь в массивных звездах. В звездахвсего лишь в несколько раз превышающих по массе Солнце углеродное ядро может ине образовываться.

Горениенеона характеризуется короткой стадией и заключается в фотодиссоциации.

Следомза неоном происходит многоканальное горение кислорода, затем по мере ростатемпературы и плотности следует горение кремния – конечная стадия термоядерногосинтеза нуклидов в массивных звездах, на которой образуются ядра группы железа,обладающие максимальной удельной энергией связи. Звезда с железным ядромнаходится в стадии предсверхновой, которая предшествует взрыву вследствиенарушения равновесия.

Образованиеатомных ядер, расположенных в таблице за группой железа, обеспечивается другимимеханизмами. Такие нуклиды образовываются в результате s-, r- и p-процессов.s-процесс представляет собой медленный захват нейтронов, при которомобразующиеся неустойчивые ядра распадаются прежде, чем успеют присоединитьследующий нейтрон. s-процесс идет в недрах звезд при их нормальной стадииэволюции.

Тяжелыеи сверхтяжелые элементы таблицы Менделеева, стоящие за Bi, образуютсявследствие r-процесса. В этом процессе ядро должно захватить много нейтронов,прежде чем произойдет его отрицательный бэта-распад.

Возможнымиастрофизическими условиями протекания r-процесса считаются механизмы,являющиеся следствием взрывов сверхновых, так как реакции быстрого захватанейтронов в стационарных звездах невозможны. Окончание r-процесса прерываетсяспонтанным делением сверхтяжелых ядер.

Быстрый захват нейтронов был частичнореализован в искусственных условиях при взрывах ядерных бомб, начиненныхураном-238.

p-процесспредставляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захватапротонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата этиядра не могут быть созданы. Однако физические модели условий протеканияp-процесса в звездах остаются пока в большей степени неоднозначными посравнению с процессами захвата электронов.

Легкиенуклиды лития, берилла и бора характеризуются более низкой распространенностьюи стабильностью по отношению к гелию, углероду, азоту и кислороду и не могутобразовываться в процессе обычного нуклеосинтеза в недрах звезд, т.к. они легкоразрушаются.

Насегодняшний день ученые придерживаются гипотезы скалывания – образования ядерлегких элементов путем реакции деления ядер углерода, азота и кислорода пристолкновении с ядрами водорода и гелия либо в космических лучах, либокосмических лучей с атомами межзвездных газовых облаков.

Космические лучи – этопоток заряженных частиц, включая ядра атомов, которые заполняют пространство Галактики.Их источником считаются взрывы сверхновых звезд. лития, берилла ибора в космических лучах на пять порядков больше, чем в звездах.

Это указываетна то, что реакции скалывания имеют место в космических лучах.

Вкосмических лучах бора больше, чем лития и берилла, а в Галактике – литиябольше чем берилла и бора.

Образованиехимических элементов, за исключением водорода и гелия, из которыхсформировалась Солнечная система, произошло в звездах предшествующего Солнцупоколения. Есть основания полагать, что Солнечная система образовалась изгазопылевого облака – остатка сверхновых, которые прошли все этапы звездногонуклеосинтеза и взорвались.

Дляподготовки данной работы были использованы материалы с сайта http://www.referat.ru

Дата добавления: 12.03.2007

Источник: https://www.km.ru/referats/2479000EDF1D41A19A02ACBB51A74CAE

НУКЛЕОСИНТЕЗ

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов
статьи

НУКЛЕОСИНТЕЗ, процесс, в котором ядра сложных, тяжелых химических элементов, таких, как кислород, железо и золото, образуются из более простых и легких атомных ядер (как правило, из водорода).

На ранней стадии расширения Вселенной, когда ее вещество было плотным и горячим, везде существовали подходящие условия для нуклеосинтеза. Позже он происходил лишь в недрах звезд, в основном более массивных, чем наше Солнце.

В обоих случаях основным процессом являются ядерные реакции, т.е. реакции, в которых при взаимодействии атомных ядер одного или нескольких типов возникают ядра нового типа. Эти реакции не только создали атомы, из которых состоим мы сами и наша планета; они же служат источником энергии для Солнца и прочих звезд.

Нуклеосинтез, или нуклеогенез, нужно отличать от бариогенеза, т.е. от процесса, протекавшего в еще более ранней Вселенной, в котором составные части атомного ядра (протоны и нейтроны) формировались из кварков – наиболее фундаментальных частиц вещества.

Космологический нуклеосинтез

А.Пензиас и Р.Уилсон, обнаружив в 1965, что космическое пространство заполнено микроволновым излучением, подтвердили предсказание, сделанное почти за 20 лет до этого Р.Альфером, Р.Херманом и Г.

Гамовым, которые теоретически изучали ядерные реакции в очень молодой Вселенной. Открытие реликтового микроволнового излучения доказало, что 10–20 млрд. лет назад Вселенная была очень плотной и горячей.

Ее температура превышала 1 000 000 000 К, а плотность была как в недрах Солнца – именно такие условия требуются для ядерных реакций.

Выяснив, что температура реликтового излучения составляет 2,75 К, астрономы определили типы и интенсивность ядерных реакций в те далекие времена.

Почти все эти реакции удалось осуществить в лаборатории и определить, с какой интенсивностью происходят реакции при разных температурах, сколько при этом выделяется энергии и какие получаются продукты.

Эти данные позволили разобраться в звездном нуклеогенезе, о котором пойдет речь в следующем разделе.

Основными продуктами ядерных реакций в молодой Вселенной были водород и гелий в пропорции по массе примерно 3:1. Сформировалось также мизерное количество тяжелого водорода (дейтерия, D или 2H), легкого гелия (3He) и лития (Li): всего несколько миллионных долей от общей массы.

Поэтому самые первые звезды должны были состоять практически только из водорода и гелия. Тех первых звезд уже нет, но самые старые из сохранившихся звезд содержат менее 0,001% всех прочих элементов. А вот у Солнца и более молодых звезд эти элементы составляют по массе уже около 2%.

Реакции в ранней Вселенной остановились на водороде и гелии с небольшим количеством примесей, потому что не существует устойчивых атомных ядер, содержащих 5 или 8 протонов и нейтронов.

Именно поэтому из водорода (с одним протоном) и гелия (с двумя протонами и двумя нейтронами) нельзя составить более сложные ядра.

К тому времени, когда Вселенная охладилась настолько, что стали возможны и другие реакции, она так расширилась, что низкая плотность вещества сделала крайне маловероятным одновременное столкновение трех и более ядер для рождения более сложных элементов.

Важная особенность космологического нуклеосинтеза состоит в том, что количество образовавшегося гелия, дейтерия и лития зависит от средней плотности Вселенной (рис. 1). При высокой плотности частицы чаще сталкиваются, поэтому многие протоны и нейтроны объединяются в ядра гелия и остается очень мало дейтерия; при низкой плотности образуется больше дейтерия, но меньше гелия и лития.

С другой стороны, плотность Вселенной определяет ее судьбу: будет ли расширение продолжаться вечно или остановится и сменится сжатием. Измеренное содержание гелия, дейтерия, 3He и лития показало, что плотности обычного вещества недостаточно, чтобы остановить расширение Вселенной.

Если расширение Вселенной уравновешено гравитацией всего вещества, значит, основная его часть состоит из неизвестных частиц, отличных от обычных протонов, нейтронов и электронов.

Предложено много кандидатов на роль этого неизвестного вещества, но ни один из них пока не наблюдался в лаборатории.

Звездный нуклеосинтез

Плотность и температуру в центре Солнца можно рассчитать, используя тот факт, что в каждой точке этой звезды давление газа должно уравновешивать тяжесть вышележащих слоев. Условия в Солнце оказываются подходящими для ядерных реакций.

Звезды образуются, когда облака межзвездного газа сжимаются под действием гравитации. Облака с массой более 8% массы Солнца разогреваются от сжатия настолько, что в них начинают протекать ядерные реакции и они становятся звездами.

Эти процессы иногда называют не ядерными реакциями, а «ядерным горением».

Пока звезда формируется, газ в облаке движется турбулентно и хорошо перемешивается. Поэтому звезда начинает жизнь химически однородной. Затем она уже не перемешивается вплоть до поздних стадий эволюции; поэтому возникшие в ядерных реакциях элементы попадают из недр звезды на поверхность лишь в самом конце ее жизни. Солнце еще не достигло этой стадии.

Первым сгорает водород. Поскольку его ядра состоят лишь из одного протона, они взаимодействуют при довольно низких температурах, около 107 К. Возможны две цепочки реакций. В одной, названной протон-протонным циклом, протоны взаимодействуют непосредственно. Четыре протона образуют одно ядро гелия.

В более сложной цепочке реакций, названной CNO-циклом, также формируется ядро гелия из четырех протонов, но при этом углерод, азот и кислород служат катализаторами. В CNO-цикле, кроме гелия, образуется дополнительный азот – важный элемент для формирования протеинов (т.е. белков).

Эти две цепочки реакций записаны ниже; символы b– и b+ означают электрон и позитрон, ne – нейтрино, а g – гамма-лучи:

От превращения водорода в гелий по любому из этих циклов выделяется столько энергии (7Ч1013 Дж/кг), что одного грамма водорода хватило бы для езды на автомобиле в течение 10 лет.

Поскольку водород горит медленно и выделяет так много энергии, он поддерживает свечение звезды около 90% времени ее жизни. Наше Солнце сжигает водород уже 4,5 млрд. лет и оставшихся запасов ему хватит еще примерно на столько же.

Более массивные звезды сжигают свой запас быстрее – всего за миллионы лет.

Когда водород заканчивается, звезды с массой менее 40% солнечной умирают, превращаясь в тусклые и компактные белые карлики, состоящие из гелия.

У более массивных звезд центральная область сжимается, и температура там достигает 108 К.

При такой температуре возможно взаимодействие ядер гелия, а высокая плотность звездных недр делает вполне вероятной встречу трех или четырех таких ядер с реакцией рождения углерода или кислорода:

Образуется примерно равное количество углерода и кислорода, и это очень удачно, поскольку оба элемента биологически важны.

У звезд с массой менее 6–8 масс Солнца этап вспышки гелия (длящийся всего несколько процентов от времени горения водорода) фактически является последним в их жизни.

Часть гелия, азота, углерода и кислорода при этом выносится на поверхность. Яркость звезды увеличивается, она раздувается и сбрасывает оболочку в виде планетарной туманности, пополняя межзвездную среду этими элементами.

Ядро звезды сохраняется в виде углеродно-кислородного белого карлика.

У звезд с начальной массой более 6–8 масс Солнца продолжается сжатие ядра, и рост температуры в нем стимулирует дальнейшие ядерные реакции, рождающие широкую гамму новых элементов. Сначала сгорает углерод, давая в основном неон и натрий. Затем сгорает неон, порождая среди прочих элементов магний и алюминий. Затем горит кислород, давая среди прочего кремний и серу.

Наконец, горит кремний, превращаясь в железо и близкие к нему элементы (никель, кобальт, марганец; см. ПЕРИОДИЧЕСКАЯ СИСТЕМА ЭЛЕМЕНТОВ). Эти реакции происходят при температуре около 109 К. В них выделяется сравнительно немного энергии, причем большая ее часть уходит в виде нейтрино.

Эти последние стадии горения длятся всего несколько тысяч лет из более чем миллиона лет жизни массивной звезды.

Каждая из описанных до сих пор ядерных реакций поддерживает излучение звезды. Но ядра железа связаны крепче всех прочих атомных ядер, поэтому их дальнейшие превращения уже не могут дать выхода энергии.

Однако с поверхности звезды энергия продолжает уходить, так что может случиться катастрофа, когда в результате горения кремния сформируется железное ядро звезды слишком массивное, чтобы сопротивляться действию гравитации.

Его предельная масса, впервые рассчитанная в 1931 С.Чандрасекаром, лежит в диапазоне от 1,1 до 1,4 масс Солнца.

На рис. 2 показана структура звезды с исходной массой 18 масс Солнца перед окончанием горения кремния.

Уже образовались все элементы от углерода до никеля, причем их относительное количество близко к тому, что наблюдается в межзвездной среде и у молодых звезд.

Остаются два вопроса: 1) как эти элементы покидают звезду, в которой они родились, и 2) откуда берутся элементы тяжелее железа. Ответы на них прямо связаны с тем, что происходит со звездой, у которой растет железное ядро.

Сверхновые

Когда сердцевина массивной звезды приближается к пределу Чандрасекара, почти одновременно начинается несколько процессов: некоторые ядра железа раскалываются на ядра гелия, протоны захватывают электроны и превращаются в нейтроны, а нейтрино активно уносят энергию.

Эти процессы охлаждают сердцевину звезды до такой степени, что ее внутреннее давление больше не может сопротивляться гравитации, и она катастрофически сжимается.

Ее коллапс длится всего около секунды; при этом выделяется энергия порядка 1046 Дж, больше, чем звезда излучила за всю свою жизнь.

Подавляющая часть этой энергии уходит в форме нейтрино и гравитационных волн, но примерно 1% идет на нагрев внешних слоев звезды и их сброс. На короткое время звезда становится сравнима по яркости с целой галактикой, и ее называют «сверхновой».

В 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако (БМО) вспыхнула сверхновая. Наблюдались не только ее световая вспышка, но и поток нейтрино, сброшенная оболочка и тяжелые элементы.

При взрыве сверхновой происходят четыре важные для нуклеосинтеза процесса.

Во-первых, кислород, неон, кремний и прочие образовавшиеся в звезде элементы при взрыве попадают в межзвездную среду. Именно поэтому все звезды, следующие за их первым поколением, уже состоят не из чистого водорода и гелия.

Во-вторых, проходящая через оболочку энергия нагревает газ и стимулирует ядерные реакции, в которых формируются различные элементы и их изотопы, окружающие нас. Даже покидающие ядро нейтрино вызывают несколько дополнительных реакций, которые служат, например, основным источником фтора.

В-третьих, избыток энергии, железа и нейтронов делает возможным синтез элементов тяжелее железа (см. ниже). В-четвертых, расширяющаяся газовая оболочка звезды, сталкиваясь с окружающим межзвездным газом, порождает ударные волны, в которых отдельные атомы, по-видимому, получают огромную энергию и входят в состав космических лучей.

В свою очередь, космические лучи, сталкиваясь в межзвездной среде с ядрами углерода, азота, кислорода и других элементов, расщепляют их, образуя, например, бериллий и бор, которые, по-видимому, не формируются ни в ранней Вселенной, ни в звездах.

Сверхновые описанного выше типа, включая Сверхновую 1987А в БМО, получаются только из массивных, короткоживущих звезд. Однако иногда фиксируются взрывы сверхновых среди довольно старых и не очень массивных звезд. Физика этого процесса должна быть совершенно иной, поскольку звезды умеренной массы должны заканчивать жизнь, превращаясь в белый карлик, а не испытывать коллапс ядра.

Однако углеродно-кислородный белый карлик взрывается, если его масса превышает предел Чандрасекара. Значит, он может взорваться, если с соседней звезды на него перетечет газ (таких пар немало, в них иногда наблюдаются вспышки новых) или если два белых карлика одной системы сблизятся и сольются.

При взрывном горении углерода и кислорода в основном образуются железо и близкие к нему элементы. Выделившейся энергии достаточно для объяснения феномена сверхновой у старых звезд. Взорвавшаяся звезда разрушается и не оставляет после себя нейтронной звезды, как сверхновые с коллапсирующими ядрами.

Итак, сверхновые и их родительские звезды создают элементы от углерода до никеля и выбрасывают их в космическое пространство. Водород, гелий и немного лития сохранились от нуклеосинтеза в ранней Вселенной. Бериллий, бор и дополнительный литий созданы космическими лучами. Но откуда взялись более тяжелые элементы?

s-, r- и p-процессы

Образование ядер сложнее железа сталкивается с двумя проблемами. Во-первых, в этих реакциях не выделяется энергия, которая могла бы сделать их самоподдерживающимися; напротив, они потребляют энергию.

Во-вторых, в этих ядрах уже так много протонов, что им трудно сблизиться, не разрушив друг друга. Поэтому синтез элементов от меди до урана возможен только путем добавления нейтронов (и энергии) к железу.

Захватив от одного до трех нейтронов, ядра становятся нестабильными и распадаются, превращая один или больше нейтронов в протоны и образуя таким образом элементы тяжелее железа.

Детали этого сложного процесса были описаны в середине 1950-х годов А.Камероном в Канаде, а также М. и Дж.Бербидж, У.Фаулером и Ф.Хойлом, работавшими в США.

Поскольку все образующиеся в этом процессе элементы редки, через него проходит немного вещества.

Какие именно элементы и изотопы рождаются, зависит от того, каков поток нейтронов и как долго он действует на вещество. Сверхновые выбрасывают гигантский поток нейтронов за короткое время, поэтому образуются стабильные изотопы элементов с избытком нейтронов. Поскольку захват нейтронов происходит быстро, этот процесс синтеза элементов называют r-процессом (от англ. rapid – быстро).

Большинство прочих изотопов может образоваться при медленном захвате нейтронов. В этих реакциях, известных как s-процесс (от англ. slow – медленно) требуется захватить несколько нейтронов за годы, а не за секунды.

Подходящие условия для s-процесса появляются на поздних стадиях жизни звезд, когда водород с гелием в них выгорают и они становятся белыми карликами. Нейтроны, вылетающие, например, из ядер 13С, достаточно энергичны, чтобы внедриться в ядра железа или более массивные ядра.

Есть прямые тому свидетельства: некоторые постаревшие звезды непосредственно перед сбросом планетарной туманности имеют на поверхности много бария и других характерных для s-процесса элементов.

Иногда наблюдается технеций, а поскольку у него нет стабильных изотопов и он распадается менее чем за миллион лет, то ясно, что он был «изготовлен» в самой звезде.

На рис. 3 показана цепочка захватов и распадов в s-процессе от иттербия (с 70-ю протонами) до осмия (76 протонов). Изотопы, родившиеся в r- и s-процессах, обозначены соответственно.

Некоторые очень редкие изотопы не создаются ни одним из этих процессов, однако их можно получить, добавляя протоны, отнимая нейтроны или превращая нейтроны в протоны в продуктах r- и s-процессов.

Все это называют p-процессом (от proton); его могут вызывать космические лучи, ударные волны и нейтрино от сверхновых.

Нерешенные проблемы

Основные этапы нуклеосинтеза в ранней Вселенной, в звездах и сверхновых были поняты в середине 1950-х, а большинство деталей получило объяснение к середине 1970-х годов.

Среди оставшихся вопросов выделим такие: 1) Каково массовое отношение углерода к кислороду после гелиевой вспышки (это отношение чрезвычайно важно для дальнейшей эволюции массивных звезд)? 2) Где именно протекает r-процесс? 3) Какие нуклиды, обязанные p-процессу, рождаются в различных эпизодах нуклеосинтеза? 4) Каков относительный вклад сверхновых с коллапсирующим ядром, с одной стороны, и порожденных CO-взрывом, с другой, в образование железа и прочих тяжелых элементов? См. также АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА; КОСМОЛОГИЯ В АСТРОНОМИИ; ГАЛАКТИКИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; ТУМАННОСТИ; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЦЕ; СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА.

Источник: https://www.krugosvet.ru/enc/nauka_i_tehnika/astronomiya/NUKLEOSINTEZ.html

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

ПЛАН:

  1. Синтез ядер от углерода до группы железа
  1. Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов
  1. Происхождение легких элементов

1

При разработке теории Большого Взрыва и природы источника энергии Солнца в конце 30-х гг. ХХ века Х.Бете и К.Вейцзекер пришли к выводу, что генерирование энергии звезд, в т.ч. и Солнца, связано с образованием ядер гелия.

В соответствии с доработанной Г.Гамовым теорией Большого Взрыва Вселенной, последняя прошла т. наз. эру нуклеосинтеза – время образования протонов и нейтронов, вслед за ними – изотопов водорода, гелия и лития.

Однако идея образования всех атомов на ранней стадии расширения Вселенной путем присоединения нейтронов и последующим отрицательным бэта-распадом потерпела неудачу в связи с тем, что в природе отсутствуют ядра с массовыми числами 5 и 8.

Э.Салпетер был первым, кто установил, что наряду с горением водорода в недрах звезд возможно также и горение гелия с образованием углерода. Это и послужило основой для современных теорий ядерного синтеза.

Согласно современным научным представлениям, все химические элементы образовываются в результате внутризвездных процессов, и это влияет на эволюцию звезд в целом

На основе данных о химических элементах в природе, ученые пришли к выводу, что наиболее вероятным источником образования большинства ядер являются последовательности ядерных процессов, протекающих в недрах звезд.

Химический состав Земли, Луны и метеоритов можно установить непосредственно, однако состав планет Солнечной системы менее известен, сведения о нем основываются на величине средней плотности вещества планет.

При исследовании состава солнца, звезд и межзвездных газовых туманностей используется спектральный анализ, но он дает информацию только об атмосфере той или иной звезды. К примеру, в атмосфере Солнца зафиксированы около 70 элементов, тем не менее, некоторые элементы не представляется возможным обнаружить ни в атмосфере Солнца, ни в атмосфере звезд.

В результате было сделано заключение, что в хорошем приближении содержание элементов в атмосфере звезд согласуется с их содержанием для Земли и метеоритов.

В 1956 году Г.Зюссом и Г.Юри на основе химического состава Земли, метеоритов и Солнца была составлена таблица распространенности элементов. Она примечательна тем, что демонстрирует немалое превосходство по рапространенности среди элементов с массовым числом 40-60 группы железа.

2

Образование ядер химических элементов от углерода до группы железа происходит в результате гелиевого, углеродного, кислородного, неонового и кремниевого горения в недрах звезд. Примечательно, что в лабораторных условиях энергии сталкивающихся частиц намного превышают аналогичные в недрах звезд, поэтому полученные эффективные сигма-сечения не могут быть приняты для астрофизических реакций.

В результате горения гелиевого ядра звезды температура ее поверхности может даже снизиться, и после изменения физических свойств звезда превращается в красный гигант. В момент, когда температура в ядре звезды достигает 1.

5 х 108К, а плотность – 5 х 104 г/см3, начинается так. наз. тройная реакция: из трех атомов гелия образуется атом углерода. Наряду с рассмотренной возможна реакция с образованием кислорода из углерода и гелия с выделением гамма-частиц.

Образующиеся ядра кислорода реагируют с гелием, и в результате формируется

неон. Из неона – марганец. Процесс горения гелия сопровождается другими реакциями с образованием различных нуклидов.

В результате гравитационного сжатия ядра звезды начинается слияние ядер углерода с образованием ядер неона, натрия и магния. Одновременно образуются аллюминий, кремний и некоторые соседние нуклиды.

Углерод может загораться и поддерживать горение лишь в массивных звездах. В звездах всего лишь в несколько раз превышающих по массе Солнце углеродное ядро может и не образовываться.

Горение неона характеризуется короткой стадией и заключается в фотодиссоциации.

Следом за неоном происходит многоканальное горение кислорода, затем по мере роста температуры и плотности следует горение кремния – конечная стадия термоядерного синтеза нуклидов в массивных звездах, на которой образуются ядра группы железа, обладающие максимальной удельной энергией связи. Звезда с железным ядром находится в стадии предсверхновой, которая предшествует взрыву вследствие нарушения равновесия.

3

Образование атомных ядер, расположенных в таблице за группой железа, обеспечивается другими механизмами. Такие нуклиды образовываются в результате s-, r- и p-процессов.

s-процесс представляет собой медленный захват нейтронов, при котором образующиеся неустойчивые ядра распадаются прежде, чем успеют присоединить следующий нейтрон.

s-процесс идет в недрах звезд при их нормальной стадии эволюции.

Тяжелые и сверхтяжелые элементы таблицы Менделеева, стоящие за Bi, образуются вследствие r-процесса. В этом процессе ядро должно захватить много нейтронов, прежде чем произойдет его отрицательный бэта-распад.

Возможными астрофизическими условиями протекания r-процесса считаются механизмы, являющиеся следствием взрывов сверхновых, так как реакции быстрого захвата нейтронов в стационарных звездах невозможны. Окончание r-процесса прерывается спонтанным делением сверхтяжелых ядер.

Быстрый захват нейтронов был частично реализован в искусственных условиях при взрывах ядерных бомб, начиненных ураном-238.

p-процесс представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти ядра не могут быть созданы. Однако физические модели условий протекания p-процесса в звездах остаются пока в большей степени неоднозначными по сравнению с процессами захвата электронов.

4

Легкие нуклиды лития, берилла и бора характеризуются более низкой распространенностью и стабильностью по отношению к гелию, углероду, азоту и кислороду и не могут образовываться в процессе обычного нуклеосинтеза в недрах звезд, т.к. они легко разрушаются.

На сегодняшний день ученые придерживаются гипотезы скалывания – образования ядер легких элементов путем реакции деления ядер углерода, азота и кислорода при столкновении с ядрами водорода и гелия либо в космических лучах, либо космических лучей с атомами межзвездных газовых облаков.

Космические лучи – это поток заряженных частиц, включая ядра атомов, которые заполняют пространство Галактики. Их источником считаются взрывы сверхновых звезд. лития, берилла и бора в космических лучах на пять порядков больше, чем в звездах.

Это указывает на то, что реакции скалывания имеют место в космических лучах.

В космических лучах бора больше, чем лития и берилла, а в Галактике – лития больше чем берилла и бора.

Образование химических элементов, за исключением водорода и гелия, из которых сформировалась Солнечная система, произошло в звездах предшествующего Солнцу поколения. Есть основания полагать, что Солнечная система образовалась из газопылевого облака – остатка сверхновых, которые прошли все этапы звездного нуклеосинтеза и взорвались.

Источник: http://www.newreferat.com/ref-24193-1.html

Обзорная статья о нуклеосинтезе в звёздах, звёздной эволюции и сверхновых

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

Остатки сверхновой в созвездии Тельца, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами. Всем многообразием химических элементов существующих в природе мы обязаны звёздам. Ведь в самом начале существования Вселенной первичный ядерный синтез подарил Вселенной только водород и гелий.

Спустя сотни тысяч лет зажглись первые звёзды, внутри которых начался синтез ядер более тяжёлых элементов. Ведь что такое звезда? Звезда — это баланс между энергией, выделяющейся при нуклеосинтезе в её ядре, и гравитационной силой, сжимающей звезду. В конечном итоге, гравитация всегда побеждает — это только вопрос времени.

Как работает внутризвёздная алхимия?

Первичным ресурсом для термоядерного синтеза являются ядра водорода, из которых более чем на 90% и состоят звёзды. В результате реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия, с выделением ряда разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности. Одновременно с этим нарастает и давление в центре звезды (уравнение Менделеева-Клапейрона). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитации сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. Этот период жизни звезды называется главной последовательностью (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и является самым продолжительным. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет.
Диаграмма Герцшпрунга-Рассела Надо сказать, что определяющим свойством звезды является, конечно же, её масса. Большинство звёзд лежит в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца. Мы, как патриоты, естественно, измеряем массу звёзд в солнечных массах. Основные фазы звёзд разнятся по свойствам и продолжительности в зависимости от массы, но начало конца у всех одинаково. По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях, окружающих ядро, звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд. При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант. Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала очередной термоядерной реакции синтеза. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа. Электроны, до этого момента не игравшие видную роль в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия из-за высокого давления и температуры внутри ядра почти все покидают свои ядерные орбитали. Находясь в таком высокоэнергетическом состоянии они уже сами оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно. Звезды более массивные, чем Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом, при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в его оболочке. Таким образом звезда начинает напоминать луковицу с разными реакциями синтеза в определённых слоях. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций. Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вдавливаться в протоны ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, и всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые. После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию. Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

Почему сверхновые так важны?

Недавно, благодаря наблюдательным данным, подтвердилась гипотеза о том, что термоядерный синтез происходит также и в сам момент вспышки сверхновой — ударная волна проходит через все слои звезды, на мгновение значительно повышая давление, и запускает кратковременый синтез самых тяжелых элементов таблицы Менделеева. Более того, сверхновые являются главными распространителями элементов по Вселенной, разбрасывая их на многие сотни световых лет от места их рождения. А давление излучения на окружающие газопылевые облака запускает процесс рождения новых звёзд.

Как же мы узнаем о химическом составе таких объектов как звёзды?

Дело в том, что атомы каждого химического элемента имеют строго определённые резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет. Это приводит к тому, что в спектроскопе на спектрах видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и его состояния. Оптическая спектроскопия зародилась в 1802 году, когда были обнаружены темные линии в спектре Солнца. Эти линии заново открыл и описал Фраунгофер в 1814 году. В 60-е годы XIX века Кирхгоф дал почти правильную трактовку этих линий, считая что это линии поглощения, обусловленные наличием в атмосфере Солнца различных газов, и что с каждым газом связана определенная линия.

Целенаправленная научная спектроскопия началась в 1853 году, когда Ангстрем сопоставил линии излучения газов с различными химическими элементами — так зародился новый метод получения информации о составе веществ — спектральный анализ. Сейчас это один из мощнейших инструментов современной науки. Этот чувствительный метод широко применяется в аналитической химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке, археологии и других отраслях науки.

  • космос
  • астрофизика
  • сверхновая
  • ядерный синтез

Источник: https://habr.com/post/363925/

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов : Реферат : Физика

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов
Посмотреть видео по теме Реферата

Киевский национальний университет

им. Т.Г.Шевченко

философский факультет

заочное отделение

первый курс, направление: философия

дисциплина: физика

студент: А.В. Фойгт

преподаватель: С.Г. Остапченко

Киев

2003

ПЛАН:

  1. Синтез ядер от углерода до группы железа
  1. Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов
  1. Происхождение легких элементов

1

При разработке теории Большого Взрыва и природы источника энергии Солнца в конце 30-х гг. ХХ века Х.Бете и К.Вейцзекер пришли к выводу, что генерирование энергии звезд, в т.ч. и Солнца, связано с образованием ядер гелия.

В соответствии с доработанной Г.Гамовым теорией Большого Взрыва Вселенной, последняя прошла т. наз. эру нуклеосинтеза – время образования протонов и нейтронов, вслед за ними – изотопов водорода, гелия и лития.

Однако идея образования всех атомов на ранней стадии расширения Вселенной путем присоединения нейтронов и последующим отрицательным бэта-распадом потерпела неудачу в связи с тем, что в природе отсутствуют ядра с массовыми числами 5 и 8.

Э.Салпетер был первым, кто установил, что наряду с горением водорода в недрах звезд возможно также и горение гелия с образованием углерода. Это и послужило основой для современных теорий ядерного синтеза.

Согласно современным научным представлениям, все химические элементы образовываются в результате внутризвездных процессов, и это влияет на эволюцию звезд в целом

На основе данных о химических элементах в природе, ученые пришли к выводу, что наиболее вероятным источником образования большинства ядер являются последовательности ядерных процессов, протекающих в недрах звезд.

Химический состав Земли, Луны и метеоритов можно установить непосредственно, однако состав планет Солнечной системы менее известен, сведения о нем основываются на величине средней плотности вещества планет.

При исследовании состава солнца, звезд и межзвездных газовых туманностей используется спектральный анализ, но он дает информацию только об атмосфере той или иной звезды. К примеру, в атмосфере Солнца зафиксированы около 70 элементов, тем не менее, некоторые элементы не представляется возможным обнаружить ни в атмосфере Солнца, ни в атмосфере звезд.

В результате было сделано заключение, что в хорошем приближении содержание элементов в атмосфере звезд согласуется с их содержанием для Земли и метеоритов.

В 1956 году Г.Зюссом и Г.Юри на основе химического состава Земли, метеоритов и Солнца была составлена таблица распространенности элементов. Она примечательна тем, что демонстрирует немалое превосходство по рапространенности среди элементов с массовым числом 40-60 группы железа.

2

Образование ядер химических элементов от углерода до группы железа происходит в результате гелиевого, углеродного, кислородного, неонового и кремниевого горения в недрах звезд. Примечательно, что в лабораторных условиях энергии сталкивающихся частиц намного превышают аналогичные в недрах звезд, поэтому полученные эффективные сигма-сечения не могут быть приняты для астрофизических реакций.

В результате горения гелиевого ядра звезды температура ее поверхности может даже снизиться, и после изменения физических свойств звезда превращается в красный гигант. В момент, когда температура в ядре звезды достигает 1.

5 х 108К, а плотность – 5 х 104 г/см3, начинается так. наз. тройная реакция: из трех атомов гелия образуется атом углерода. Наряду с рассмотренной возможна реакция с образованием кислорода из углерода и гелия с выделением гамма-частиц.

Образующиеся ядра кислорода реагируют с гелием, и в результате формируется

неон. Из неона – марганец. Процесс горения гелия сопровождается другими реакциями с образованием различных нуклидов.

В результате гравитационного сжатия ядра звезды начинается слияние ядер углерода с образованием ядер неона, натрия и магния. Одновременно образуются аллюминий, кремний и некоторые соседние нуклиды.

Углерод может загораться и поддерживать горение лишь в массивных звездах. В звездах всего лишь в несколько раз превышающих по массе Солнце углеродное ядро может и не образовываться.

Горение неона характеризуется короткой стадией и заключается в фотодиссоциации.

Следом за неоном происходит многоканальное горение кислорода, затем по мере роста температуры и плотности следует горение кремния – конечная стадия термоядерного синтеза нуклидов в массивных звездах, на которой образуются ядра группы железа, обладающие максимальной удельной энергией связи. Звезда с железным ядром находится в стадии предсверхновой, которая предшествует взрыву вследствие нарушения равновесия.

3

Образование атомных ядер, расположенных в таблице за группой железа, обеспечивается другими механизмами. Такие нуклиды образовываются в результате s-, r- и p-процессов.

s-процесс представляет собой медленный захват нейтронов, при котором образующиеся неустойчивые ядра распадаются прежде, чем успеют присоединить следующий нейтрон.

s-процесс идет в недрах звезд при их нормальной стадии эволюции.

Тяжелые и сверхтяжелые элементы таблицы Менделеева, стоящие за Bi, образуются вследствие r-процесса. В этом процессе ядро должно захватить много нейтронов, прежде чем произойдет его отрицательный бэта-распад.

Возможными астрофизическими условиями протекания r-процесса считаются механизмы, являющиеся следствием взрывов сверхновых, так как реакции быстрого захвата нейтронов в стационарных звездах невозможны. Окончание r-процесса прерывается спонтанным делением сверхтяжелых ядер.

Быстрый захват нейтронов был частично реализован в искусственных условиях при взрывах ядерных бомб, начиненных ураном-238.

p-процесс представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти ядра не могут быть созданы. Однако физические модели условий протекания p-процесса в звездах остаются пока в большей степени неоднозначными по сравнению с процессами захвата электронов.

4

Легкие нуклиды лития, берилла и бора характеризуются более низкой распространенностью и стабильностью по отношению к гелию, углероду, азоту и кислороду и не могут образовываться в процессе обычного нуклеосинтеза в недрах звезд, т.к. они легко разрушаются.

На сегодняшний день ученые придерживаются гипотезы скалывания – образования ядер легких элементов путем реакции деления ядер углерода, азота и кислорода при столкновении с ядрами водорода и гелия либо в космических лучах, либо космических лучей с атомами межзвездных газовых облаков.

Космические лучи – это поток заряженных частиц, включая ядра атомов, которые заполняют пространство Галактики. Их источником считаются взрывы сверхновых звезд. лития, берилла и бора в космических лучах на пять порядков больше, чем в звездах.

Это указывает на то, что реакции скалывания имеют место в космических лучах.

В космических лучах бора больше, чем лития и берилла, а в Галактике – лития больше чем берилла и бора.

Образование химических элементов, за исключением водорода и гелия, из которых сформировалась Солнечная система, произошло в звездах предшествующего Солнцу поколения. Есть основания полагать, что Солнечная система образовалась из газопылевого облака – остатка сверхновых, которые прошли все этапы звездного нуклеосинтеза и взорвались.

Киевский национальний университет им. Т.Г.Шевченко философский факультет заочное отделениеЗВЕЗДНЫЙ НУКЛЕОСИНТЕЗ – ИСТОЧНИК ПРОИСХОЖДЕНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ перв

Источник: https://stud-baza.ru/zvezdnyiy-nukleosintez--istochnik-proishojdeniya-himicheskih-elementov-referat-fizika

Нуклеосинтез: как появились химические элементы – лонгриды от ПостНауки

Звездный нуклеосинтез – источник происхождения химических элементов

Ядра атомов химических элементов состоят из протонов и нейтронов. Самый легкий элемент — водород с ядром всего из одного протона, а во Вселенной есть больше сотни других элементов, и их ядра состоят из большего числа протонов и нейтронов. Нуклеосинтез — это образование ядер элементов, более тяжелых, чем водород. Как это происходило в самом начале Вселенной и где это происходит сейчас?

Как образовались атомные ядра?

Атомное ядро состоит из заряженных протонов (p+) и нейтронов (n0). Самое простое ядро — водород — это один протон (p+).

Ядро гелия, или альфа-частица, включает два протона и два нейтрона (2p+ + 2n0). Ядро углерода, из которого состоим мы (12С), содержит по шесть протонов и нейтронов (6p+ + 6n0).

Но есть и другие изотопы углерода, например 14С — в нем шесть протонов и восемь нейтронов (6p+ + 8n0).

Химические свойства элемента определяются его зарядом, числом протонов. Если один из нейтронов в ядре разваливается на протон и электрон (этот процесс называется бета-распадом), происходит трансмутация, и один элемент превращается в другой, хотя масса ядра не меняется.

https://www.youtube.com/watch?v=TbmwcAVPfys

В 1940-е годы многие ученые уже были убеждены, что Вселенная расширяется.

Это означало, что когда-то, в первые минуты своего существования, она была гораздо меньше, чем сейчас, а вещество было очень плотным и горячим и состояло только из свободных протонов и нейтронов, то есть не содержало атомных ядер тяжелее водорода (p+).

Но в нынешней Вселенной известно больше сотни элементов, включая и те, из которых сделаны мы. В какой-то момент должен был происходить нуклеосинтез — образование более тяжелых ядер из нейтронов и протонов.

Первая модель нуклеосинтеза была опубликована в 1948 году. Ее авторами были Георгий Гамов, задолго до этого эмигрировавший из СССР, и его аспирант Ральф Альфер. Их статья знаменита еще и тем, что Гамов ради шутки вписал в соавторы космолога Ханса Бете — получился список авторов, похожий на αβγ.

Они предположили, что ядра всех элементов образуются путем нейтронного захвата.

Протоны и нейтроны в молодой Вселенной объединялись между собой, присоединяли новые нейтроны и таким образом создали сразу всю таблицу Менделеева: теоретически из любого ядра можно получить следующее при помощи захвата одного или нескольких нейтронов и последующего бета-распада. 

Довольно скоро стало понятно, что схема Альфера и Гамова не работает. Модели Большого взрыва позволяют легко рассчитать скорость реакций в зависимости от времени, температуры и плотности вещества. И оказалось, что первичный нуклеосинтез должен был закончиться очень быстро, в течение первых пятнадцати минут. Это происходит потому, что чем ниже плотность, тем меньше реакций.

Чтобы произошла реакция, две частицы должны столкнуться между собой. Темп столкновений падает с уменьшением плотности и температуры, потому что температура — это скорость частиц. Кроме того, свободные нейтроны долго не живут. Если нейтрон не успел войти в состав ядра, он становится протоном.

Практически все расчеты показывают, что первичный нуклеосинтез не мог зайти дальше лития-7 (3p+ + 4n0).

В 1957 году, всего через девять лет после теории αβγ, была опубликована фундаментальная работа Бербидж, Бербиджа, Фаулера и Хойла (который, кстати, не верил в теорию Большого взрыва).

В ней была сформулирована уже практически современная теория нуклеосинтеза, несравненно более сложная.

Сейчас, благодаря новым моделям и многочисленным наблюдениям, мы хорошо представляем себе, откуда во Вселенной взялись тяжелые химические элементы.

Как проходит нуклеосинтез?

Первичный нуклеосинтез закончился через несколько минут после образования Вселенной. К этому моменту 75% массы видимого вещества приходилось на водород и примерно 25% — на гелий.

Еще во Вселенной было совсем крошечное — меньше сотой доли процента — количество дейтерия (2H), гелия-3 (3He) и лития (7Li). Практически все более тяжелые элементы образовались в результате ядерных реакций в звездах.

И хотя из этих элементов построено все, что мы видим глазами, во вселенских масштабах их даже сейчас, через 13,8 миллиарда лет, не очень много — около 2% атомного вещества.

Откуда взялись химические элементы?

В звездах есть несколько путей синтеза новых ядер. Базовый путь называется протон-протонным циклом. Он может идти в условиях не очень высокой плотности и температуры и характерен для наименее массивных звезд вроде Солнца (именно благодаря этому процессу оно светит) или еще меньше.

Цикл начинается со слияния двух протонов в дейтерий (p+ + n0) с образованием позитрона и нейтрино. Это самая медленная реакция цикла — «бутылочное горлышко», — которая лимитирует скорость синтеза в целом. После этого в результате цепочки реакций дейтерий превращается в устойчивое ядро гелия.

Интересная особенность протон-протонного цикла состоит в том, что литий, бериллий и бор — те самые элементы, которые в небольших количествах образовались в результате первичного нуклеосинтеза, — являются его промежуточными продуктами и в звездах сгорают.

Поэтому, хотя в целом во Вселенной легких элементов больше, чем тяжелых, именно эти три легких элемента очень редки.

Другой путь нуклеосинтеза требует большей температуры и давления, поэтому он идет в более массивных звездах, хотя бы в два раза массивнее Солнца.

Он называется CNO-циклом, и суть его в том, что ядро гелия получается из четырех протонов при их последовательных захватах ядрами различных изотопов углерода, азота и кислорода.

Для нас существенно, что для запуска CNO-цикла в среде уже должен присутствовать углерод.

Углерод образуется в звездах в результате тройного альфа-процесса. Сперва две альфа-частицы (ядра гелия) сливаются, образуя ядро бериллия-8, а затем присоединяют еще одну альфа-частицу и превращаются в углерод. Интересно, что ядро бериллия-8 очень неустойчиво.

Поскольку первоначальное усложнение ядерного состава происходит путем добавления альфа-частиц, невозможность накопить много ядер бериллия-8 могла бы стать причиной того, что элементы тяжелее гелия просто не образовывались бы. Но они образуются.

Происходит это потому, что у ядер бериллия-8 и углерода-12 очень близкий ядерный резонанс, который позволяет тройному альфа-процессу осуществляться с довольно большой вероятностью. Этот резонанс, близкое совпадение двух чисел, не продиктован никакими физическими законами.

Просто наша Вселенная так устроена, что они близки между собой. 

Захват альфа-частиц, присоединение ядер гелия, позволяет возникнуть и элементам тяжелее углерода, в первую очередь кислороду, неону, магнию, кремнию, вплоть до никеля-56 (28p+ + 28n0), который далее распадается, образуя железо. Ядра тяжелее железа и никеля в термоядерных реакциях не образуются.

Остатки взрыва сверхновой типа Ia // Wikipedia Commons //

Важный источник тяжелых элементов — сверхновые типа Iа, которые предположительно связаны с термоядерными взрывами на белых карликах в двойных системах. Дело в том, что у белого карлика есть критическая масса — 1,4 массы Солнца. Карлик докритической массы удерживается от коллапса давлением вырожденного газа.

Но если каким-то образом превысить эту массу, белый карлик теряет устойчивость, начинает сжиматься, разогреваться — получается очень большая термоядерная бомба. Происходит взрыв сверхновой, который сопровождается очень быстрым термоядерным синтезом. Основным его продуктом становится железо — финальная точка в термоядерном синтезе.

Сверхновые этого типа считаются одним из главных источников железа в нашей Вселенной. 

В термоядерных реакциях не образуются ядра тяжелее железа. Кроме того, в результате термоядерного синтеза не возникают нечетные элементы: в альфа-частице содержатся два протона, и она увеличивает атомный номер сразу на два. Откуда в таком случае берутся нечетные элементы?

Где происходит синтез тяжелых ядер?

Чтобы увеличить атомный номер на одну единицу, с ядром должно произойти то, что предполагали Альфер и Гамов: оно должно захватить один нейтрон и испустить электрон. Это происходит в два этапа. Сперва ядро захватывает нейтрон, масса увеличивается на единицу, но заряд не увеличивается — химически элемент остается прежним.

Затем, если образовавшееся ядро неустойчиво, оно испытывает бета-распад, нейтрон превращается в протон, а заряд вырастает. Так возникает следующий элемент, четный или нечетный. Элементы от никеля до висмута (209Bi) возникают в результате этого процесса — он называется s-процессом (от английского slow — «медленный»).

Неторопливость его связана с тем, что в обычных условиях в теле звезды мало свободных нейтронов. Наряду с медленным существует и быстрый захват нейтронов — r-процесс (rapid).

Он происходит в тех случаях, когда ядро успевает до бета-распада захватить несколько нейтронов, и дает возможность для синтеза еще более тяжелых элементов, вплоть до тория и урана (трансурановых элементов во Вселенной практически нет).

Чем больше заряд ядра, тем больше нейтронов требуется, чтобы компенсировать кулоновское отталкивание положительно заряженных протонов. Легкие ядра могут быть стабильными при равном количестве протонов и нейтронов, а тяжелые требуют уже существенно большего числа нейтронов.

Например, более или менее устойчивый изотоп урана, уран-238, содержит 92 протона и целых 146 нейтронов. Чтобы синтезировать такие ядра, нейтронов должно быть много. До сих пор нет четко установившегося консенсуса, где это может происходить. Где происходит термоядерный синтез, хорошо известно — в звездах. S-процесс — в больших звездах.

А вот где может идти r-процесс, мы наверняка не знаем, хотя возможных объяснений немного. 

Первый вариант — это вспышки сверхновых. Когда в конце эволюции массивной звезды начинается сжатие железного ядра, происходит нейтронизация вещества: электроны вдавливаются в протоны, и образуется много нейтронов. 

Второй вариант — слияние нейтронных звезд. Представьте, что две нейтронные звезды крутятся друг вокруг друга, излучают гравитационные волны и сближаются. При их слиянии мы снова получим шар, содержащий большое количество нейтронов. Расчеты показывают, что там возможно образование элементов r-процесса, то есть финала Периодической таблицы. 

Изображение: Нуклеосинтез: как появились химические элементы — parallax 8 //

Еще недавно многие сказали бы, что слияние нейтронных звезд — это экзотика. Но в 2017 году впервые зафиксировали импульс всплеска гравитационных волн, совпавший с коротким гамма-всплеском.

Мы и раньше предполагали, что короткие гамма-всплески сопровождают слияние нейтронных звезд, но теперь у нас появились убедительные наблюдательные данные.

Поскольку по гравитационным волнам можно оценить массы слившихся объектов, мы уверены, что это были именно две нейтронные звезды.

Гамма-всплесков наблюдается множество, и теперь, когда два нетривиальных наблюдательных результата совпали в одной точке пространства и времени, у нас появилось мощное указание на то, что слияния нейтронных звезд — это не гипотетический процесс. Они реально происходят и, значит, могут создавать условия для запуска r-процесса.

Где образуются литий, бериллий и бор? 

Еще один источник нуклеосинтеза — космические лучи, поток атомных ядер, разогнанных до околосветовых скоростей. Энергии этих частиц огромны, до 1020 электронвольт, и даже больше.

Когда ядра сталкиваются между собой на больших скоростях, происходят так называемые реакции скалывания: атомы просто разваливаются на мелкие кусочки.

Самое важное последствие реакций скалывания с точки зрения глобального нуклеосинтеза — образование лития, бериллия и бора.

Кривая распространенности химических элементов во Вселенной выглядит так: сверху водород с гелием, а затем, далеко внизу, все остальные элементы.

Четных элементов больше, чем нечетных, элементов железного пика некоторый избыток, но чем меньше атомный номер, тем больше таких атомов. Самая заметная аномалия этой кривой — глубокая яма на месте лития, бериллия и бора.

Их существенно меньше, чем можно было бы ожидать, исходя из атомной массы. 

Кривая распространенности химических элементов во Вселенной // periodictable.com //

Дело в том, что в первичном нуклеосинтезе они не образовывались. Разве что литий в мизерных количествах — порядка 10-10 относительно водорода. Бериллия и бора было еще меньше. В звездах эти элементы не образуются, а сгорают в протон-протонном цикле.

Долгое время астрофизики плохо представляли, откуда они берутся. Сейчас предполагается, что они продукт реакций в космических лучах, реакций скалывания. И это подтверждается наблюдениями.

В целом состав ядер в космических лучах не отличается от обычной космической пропорции, за единственным исключением: лития, бериллия и бора в них существенно больше, чем где-либо еще.

Литий в наших аккумуляторах, бор в борной кислоте, бериллий в изумрудах, — скорее всего, они возникли в межзвездном и околозвездном пространстве. 

Из чего состояли древние звезды?

Самые первые звезды состояли, конечно, только из водорода и гелия. Но непонятно, как их можно было бы наблюдать.

Теоретически мы видим объекты на больших красных смещениях, то есть можем узнать, какой была наша Вселенная в первые миллиарды лет своего существования.

Но на таком расстоянии даже галактики различимы с большим трудом, не то что отдельные звезды. Есть надежда, что это удастся сделать при помощи телескопа Джеймса Уэбба, но пока таких инструментов нет.  

Что нам понятно? Такие звезды из водорода и гелия существовали, и у нас есть веские основания полагать, что они были очень массивными, может быть, в тысячи раз более массивными, чем Солнце.  В силу большой массы время их жизни было очень небольшим.

Они давно взорвались, как сверхновые, и загрязнили Вселенную первыми тяжелыми элементами, и это загрязнение происходило очень эффективно. У большинства даже самых старых звезд в нашей Галактике, в частности у звезд шаровых скоплений, содержание тяжелых элементов уступает солнечному всего в сто раз.

В нашей Галактике есть несколько звезд с более низким содержанием тяжелых элементов, но это уникальные экземпляры. Рекордные звезды содержат в сто тысяч раз меньше тяжелых элементов, но это две-три звезды на нашу довольно большую галактическую окрестность.

Звезд, состоящих из водорода и гелия, в Млечном Пути нет: они не дожили до нашей эпохи. Благодаря им впоследствии могли появиться и небольшие звезды вроде нашего Солнца, и Земля, и все атомы, из которых мы состоим.

Что еще неизвестно о нуклеосинтезе?

По большому счету, теория нуклеосинтеза уже сложилась. Во всей картине остался один большой вопрос, а именно локализация r-процесса. Ключевое открытие — открытие гравитационных волн — уже сделано, но дьявол кроется в деталях.

Теория хорошо описывает внешний облик очень большого числа звезд, но не всех. Существуют звезды с довольно неожиданным поверхностным составом, например звезда Пшибыльского.

Сообщалось о наблюдениях в ее спектре очень тяжелых элементов, включая трансурановый америций, который больше нигде не видели.

Есть большая группа так называемых химически пекулярных звезд, обладающих повышенным поверхностным содержанием элементов типа бария, ртути, марганца, редких земель. Их существование указывает, что нам недостаточно понять образование элементов — важно разобраться, как они перераспределяются внутри звезд. 

Если у какой-то звезды аномальный состав поверхности, это можно объяснить тем, что на нее что-то упало. Например, есть звезды с повышенным содержанием лития. Это странно: литий должен сгорать в термоядерных реакциях.

Как это объяснить? На звезду могла упасть планета! Мы знаем, что существуют горячие юпитеры — планеты, вплотную приблизившиеся к своим звездам. Такая планета может оказаться слишком близко, упасть и обогатить атмосферу звезды литием, который не сгорел, потому что в атмосфере не идут термоядерные реакции.

Вопросы еще есть, но на них, скорее всего, можно ответить без привлечения нуклеосинтеза.

Источник: https://postnauka.ru/longreads/88762

Vse-referaty
Добавить комментарий