Образование химических элементов в космических телах 1

Расчетные данные убедительно показывают, что в реакции С ¹²(р, γ)N¹³ или Ne²⁰(p, γ)Na²¹ выделяется энергия, равная примерно 10¹⁷ эрг на грамм вещества звезды. Такое количество выделяемой энергии может обеспечить скорость расширения оболочки звезды более 1000 км/сек, что непременно приведет к внезапному взрыву звезды.

Повышение интенсивности термоядерных реакций может повлечь за собой появление интенсивного потока нейтронов за счет реакций Ne²¹(α, п)Mg²⁴. Эта реакция при температуре свыше миллиарда градусов протекает в течение 1 сек. Мощность нейтронных потоков будет зависеть только от количества ядер Ne²¹. Были произведены расчеты, в которых предполагалось, что содержание ядер водорода, гелия, углерода, азота, кислорода и неона в оболочке звезды перед взрывом примерно одинаково, а содержание ядер железа в 1000 раз меньше. Оказалось, что при этих условиях число нейтронов должно в сотни раз превышать количество атомов железа. Следует отметить, что сечение реакции (п, γ) на изотопах железа и более тяжелых элементов значительно превышает сечения аналогичных реакций на ядрах более легких элементов, за исключением N¹⁴, для которого сечение (α, γ) — реакции велико. В связи с этим создаются благоприятные условия для быстрого последовательного присоединения ядром Fe⁵⁶ большого числа нейтронов.

Процесс мгновенного присоединения ядром Fe⁵⁶большого количества нейтронов может привести к образованию изотопов всех элементов, вплоть до самых тяжелых — тория, урана и трансурановых элементов, в том числе Cf²⁵⁴. Этот процесс, по-видимому, протекает за 10—100 сек и предшествует вспышке Сверхновых звезд. При этом возникают и тяжелые изотопы всех элементов, например редкоземельных, которые не могут образоваться при медленном процессе захвата нейтронов. Из рис. 40 видно, что к ним относятся Се¹⁴², Nd¹⁴⁸, Nd¹⁵⁰ и Sm¹⁵⁴. Эти и им подобные изотопы ни в каком другом ядерном процессе, кроме быстрого присоединения нейтронов, не могут быть синтезированы. Поэтому наличие таких изотопов, а также урана и тория в веществе земной коры и метеоритах указывает, кто это вещество прошло через стадию описанных выше реакций и, следовательно, претерпело взрыв, подобный вспышке Сверхновой звезды.

В процессе быстрого захвата нейтронов может образоваться большинство изотопов, лежащих на пути медленного захвата нейтронов (5, рис. 40). Однако имеется группа ядер: Nd¹⁴², Sm¹⁴⁸, Sm¹⁵⁰ и другие, — которые «защищены» и образуются только в процессе медленного захвата нейтронов. Ведь в основе процесса быстрого присоединения нейтронов лежит тот факт, что ядро Fe⁵⁶ присоединяет около 200 нейтронов и образовавшиеся ядра с чрезвычайно большим числом нейтронов после прекращения действия последних испытывают длинные цепочки β¯-распадов, пока не превратятся в стабильные ядра. Например, гипотетическое ядро с Α = 150 и Z≈30 постепенно превращается в Nd¹⁵⁰(Z=60). На этом процесс для данного массового числа заканчивается, поэтому изотоп Sm¹⁵⁰ с таким же массовым числом, но с большим порядковым номером (Z = 62) не может образоваться в процессе быстрого захвата нейтронов.

Наличие таких «защищенных» изотопов в веществе Земли и метеоритов свидетельствует о протекании медленных процессов захвата нейтронов.

Было рассчитано содержание всех ядер, возникших при быстром захвате нейтронов ядром Fe⁵⁶. В расчетах учитывалось возможное изменение температуры взрыва звезды в интервале от 1,45 · 10⁹ до 0,8 · 10⁹ граб, число нейтронов принималось равным 10²⁴ см²/сек. Учитывалось также изменение энергии связи нейтронов для ядер с N = 50, 82, 126 и 152, на которое мы ранее уже обращали внимание. При вычислении распространенностей содержание изотопа Те¹²⁸ в смеси принималось равным его космической распространенности—1,48 (атомная распространенность кремния 10⁶). Рассчитанная распространенность изотопов с массовыми числами от 71 до 265, образовавшихся при быстром захвате нейтронов ядром Fe⁵⁶, показана в виде кривой на рис. 45. В общем наблюдается вполне удовлетворительное согласие рассчитанных значений и средней космической распространенности этих же ядер. Это еще раз подтверждает, что процесс быстрого захвата нейтронов должен играть весьма существенную роль в образовании изотопов тяжелых элементов.

Некоторые отклонения наблюдаемых распространенностей от расчетной кривой объясняются влиянием· других ядерных процессов, например процесса медленного захвата нейтронов и спонтанного деления ядер Cf²⁵⁴ и соседних с ним элементов, которые имеют малые периоды полураспада и полностью распались за время существования Солнечной системы. Этот процесс, по-видимому, привел к завышенной распространенности ядер с массовыми числами 85–95 и 140.