Образование химических элементов в космических телах 1

Эта теоретически предсказанная реакция была недавно доказана экспериментально по обратному процессу— процессу распада возбужденного ядра С¹² на три альфа-частицы. Рассчитано время этой реакции. Так, при температуре примерно 1 · 10⁸ град и плотности около 10⁴ г/см³ оно составляет 10⁵ —10⁷ лет. Захват ядер гелия вновь образующимся ядром С¹² может идти и дальше вплоть до образования ядер Mg²⁴. Этот процесс протекает следующим образом:

Как правило, после образования ядра Mg²⁴ процесс последовательного присоединения ядер гелия приостанавливается, поскольку с увеличением порядкового номера ядер резко возрастает высота потенциального барьера присоединения альфа-частиц. Например, для ядер с Z = 10 высота барьера равна около 1 Мэв, для ядер с Z = 20 она составляет уже 4 Мэв. В красных гигантах ядра гелия имеют энергию всего лишь около 100 кэв. Поэтому даже при наличии максвелловского распределения вероятность их захвата ядрами с Z>10 резко уменьшается, и вероятность образования более тяжелых ядер сильно снижается, (α, γ) — Реакцию при малых энергиях альфа-частиц в лабораторных условиях осуществить пока не удалось. Теоретическими расчетами установлено, что вероятность образования ядер в рассматриваемом процессе на 1 г материала звезды в десять раз меньше вероятности образования ядер гелия из ядер водорода. Предполагается, что имеющегося в красных гигантах гелия хватает на 10⁷— 10⁸ лет.

По мере израсходования гелия в центре ядра звезды последнее сжимается, при этом вновь возрастает температура, которая может достигать миллиардов градусов. При таких условиях возможен процесс слияния двух ядер С¹² с образованием изотопов Mg²⁴, Ne²⁰ или Na²³ по реакциям:

2С¹² = Mg²⁴,

2С¹² = Ne²⁰ + Не⁴, '

2С¹² = Na²³ + р.

Реакции такого типа могут быть осуществлены в лаборатории только при значительно больших энергиях ядер углерода — около 100 Мэе. В условиях красных гигантов при указанной выше температуре энергия этих ядер равна примерно 1 Мэв. Однако благодаря чрезвычайно высокой плотности вещества описанные реакции могут протекать и в таких условиях.

На этой стадии в звезде появляются условия для протекания различных реакций. Например, в результате (α,γ) — реакций образуются гамма-кванты с энергией, равной нескольким мегаэлектронвольтам. Они могут выбить альфа-частицы из уже образовавшихся ядер, имеющих наименьшие энергии связи этих частиц. Наиболее подходящим является ядро Ne²⁰, для которого энергия связи альфа-частиц равна только 4.75 Мэв, в то время как для других ядер, например С¹² и О¹⁶, она почти в два раза больше. Альфа-частицы, полученные по реакции

имеют уже энергию порядка 10 Мэв и поэтому могут быть захвачены более тяжелыми, чем Mg²⁴, ядрами. Процесс такого типа, как Mg²⁴ + Не⁴ = Si²⁸ + γ, приводит к образованию изотопов Si²⁸, S³², Аг³⁶, Са⁴⁰, Са⁴⁴, Ti⁴⁸ и других. Конечно, вероятность их образования должна резко уменьшаться с возрастанием порядковых номеров. Это положение хорошо согласуется с данными относительной распространённости указанных изотопов в природе. Она равна 8,4 для Ne²⁰; 0,78 — для Mg²⁴; 1,00 — для Si²⁸; 0,39 — для S³²; 0,149 — для Ar³⁶; 0,052 — для Ca⁴⁰; 0,0011—для Ca⁴⁴ и 0,0015 — Для Ti⁴⁸.

При рассмотрении средней распространенности изотопов (см. рис. 29) видно, что распространенность указанных изотопов выше распространенности изотопов более тяжелых элементов с А >60, которые, как мы покажем дальше, образуются в других ядерных процессах. Следовательно, описанные процессы захвата ядер гелия и углерода являются наиболее эффективными реакциями синтеза сравнительно тяжелых элементов в природных условиях. Об этом свидетельствует и тот факт, что в земной коре наибольшей распространенностью обладают изотопы, массовое число которых кратно четырем, например Ca⁴⁰, Mg²⁴ и другие. Этим обстоятельством объясняется также наблюдаемый в земной коре и метеоритах изотопный состав четных элементов с Z<35. У магния (рис. 38), как и у других элементов, преобладает самый легкий изотоп, образование которого происходит в описанных выше процессах.

Для ядер элементов с Z> 35, наоборот, характерны более тяжелые изотопы. Это видно из рис. 39, на котором изображена зависимость относительного содержания изотопов церия от их массового числа. Преобладают преимущественно тяжелые изотопы церия Се¹⁴⁰ и Се¹⁴², содержание которых в природной смеси составляет примерно 88 и 11 % соответственно, в то время как содержание Се¹³⁶ — лишь 0,2 % и Се¹³⁸ — 0,25 %. Наблюдаемые резкие различия в изотопном составе элементов среднего атомного веса и тяжелых элементов несомненно указывают на различный характер ядерных реакций, приведших к их образованию.