5. Синтез элементов

Квантовая физика и ядерная астрофизика разработали теорию синтеза тяжелых элементов. Рассмотрим основы этой теории на примере Солнца.

Когда в ядре Солнца выгорит весь водород, следовательно, уменьшится давление излучения, которое уравновешивало гравитационное сжатие Солнца под действием сил тяготения. В результате гравитационного сжатия Солнце уменьшится в объеме. Плотность вещества в его центре достигнет величины 10⁸ кг/м³, а температура возрастет до Т10⁸ К. В этот момент начнет гореть гелий (изотоп гелия ). Ядерная реакция горения гелия - тройной альфа процесс (3-процесс). Однако простая реакция слияния двух ядер изотопа гелия в ядро бериллияневозможна, поскольку в природе такого изотопа бериллия нет. Однако в сечении этой реакции при энергии0,1 МэВ наблюдается резонанс, т.е. возникает нестабильное ядро , которое живет10^16 с (по ядерным масштабам это не так мало). За это время при столкновении -частиц они, прежде чем разлететься, успевают совершить около миллиона колебаний в составе нестабильного ядра . В этот момент к ним может приблизиться третья-частица и образовать с ними ядро изотопа углерода . Такая возможность была бы нереализованной, если бы у изотопа углеродаотсутствовало возбужденное состояниес энергиейW7,66 МэВ. Дело в том, что прямой процесс образования ядер углерода из трех -частиц крайне маловероятен, т.к. масса трех -частиц на 7,28 МэВ превышает массу ядра изотопа углерода . Масса же возбужденного ядрапревышает массу трех-частиц на 0,38 МэВ. Возбужденное ядро живет10^12 с и, испуская электронно-позитронную пару или -кванты, переходит в основное состояние. Этого времени оказывается достаточно, чтобы успело произойти необратимое объединение трех -частиц. При температурах Т10⁶ К кинетическая энергия -частиц (W_k 0,02 МэВ) в гелиевой звезде значительно меньше энергии W 0,38 МэВ, при которой выполняется условие резонанса для реакции

.

Однако в недрах такой звезды всегда существует незначительная примесь очень быстрых частиц (10^9, примерно одна частица на миллиард), для которых это условие выполнено, и этого оказывается достаточно, чтобы осуществилась последовательность реакций 3процесса

Скорость протекания таких реакций в 10³ раз большей, чем горение водорода. Углерод  основа всех живых организмов и одно из самых привычных и необходимых веществ на Земле.

После образования углерода в гелиевом ядре звезды происходит образование других элементов: кислорода в реакции

неона в реакции

магния в реакции

К моменту образования магния весь гелий в звезде истощается и для протекания других ядерных реакций необходимы более высокие температуры, которые можно достичь путем дальнейшего сжатия звезды.

Однако это возможно не для всех звезд, а лишь для тех, масса которых превышает некоторый предел Чандрасекара (М  1,2 М_С, где М_С  масса Солнца). Звезды с массами М<1,2 М_С заканчивают свою эволюцию на стадии образовании магния и превращаются в белые карлики  звезды с массой М 0,6 М_С, размерами с нашу Землю и плотностью 10⁹ кг/м³.

В них электроны отделены от ядер, так что вся звезда представляет собой единый кристалл.

В более массивных звездах при температурах Т 510⁸10⁹ К происходит синтез кремния в реакциях:

После гравитационного сжатия температура в центре звезды повышается до 210⁹ К и средняя энергия излучаемых гамма-квантов достигает 0,2 МэВ, при которой они способны разрушить ядра кремния на -частицы:

.

Возникшие частицы затем последовательно вдавливаются в ядра кремния, образуя более тяжелые элементы вплоть до железа, т. к. ядра железа имеют максимальную энергию связи.

На этом этапе источники ядерной энергии внутри звезды истощаются, поскольку образование более тяжелых элементов идет не с выделением, а с поглощением энергии: эволюция звездного вещества вступает в новую фазу.

Теперь ядерные реакции протекают на поверхности железной сердцевины звезды, где еще сохранились несгоревшие ядра , а также небольшое количество водорода. В некоторых из этих реакций возникают свободные нейтроны, которые поглощаются ядрами железа, в результате образуется ядро кобальта:

Таким же образом кобальт превращается в никель, из никеля - медь и т.д., вплоть до изотопа висмута .

Такой медленный процесс захвата ядрами нейтронов (s-процесс) требует потоки нейтронов 10¹⁵ частиц в секунду (время между двумя последовательными захватами нейтронов ядром больше, чем время жизни образующихся изотопов по отношению к распаду). Все химические элементы тяжелее висмута образуются при протекании r-процесса, при взрывах сверхновых звезд. Для осуществления r-процесса требуются потоки нейтронов 10⁴⁰ частиц в секунду. За время, меньшее времени жизни возникающих при каждом захвате нейтрона происходит последовательное рождение новых изотопов химических элементов тяжелее висмута.

Взрыв сверхновой звезды становится возможным, если масса ее достаточно велика для того, чтобы силы тяготения смогли сжать и нагреть железную сердцевину до 410⁹ К и выше. В этих условиях каждое ядро железа распадается на 13-частиц и 4 нейтрона поглощая 124 МэВ энергии. Сердцевина звезды охлаждается и начинается катастрофическое сжатие звезды под действием сил тяготения, которые теперь не сдерживаются давлением излучения. Происходит взрыв внутрь (имплозия). Вначале -частицы распадаются на протоны и нейтроны, а затем электроны вдавливаются в протоны, образуя нейтроны с испусканием нейтрино.

Весь коллапс заканчивается примерно за 200 мс, падение вещества к центру звезды прекращается и за время 0,4 мс формируется мощная ударная волна со скоростью около 510⁷ м/c. Этот взрыв разогревает и уплотняет внешние оболочки звезды, что вызывает целую цепь ядерных реакций, в которых рождаются нуклиды тяжелее висмута, в широком диапазоне масс. Звезда взрывается, сбрасывая оболочку. На небе в этот момент наблюдается очень яркая сверхновая звезда.

Например, при взрыве сверхновой СН 1987А в соседней галактике Большое Магелланово Облако (взорвался голубой сверхгигант) наблюдалось нейтринное излучение, унесшее энергию 310⁴⁶ Дж, которая в 300 раз больше энергии взрыва. После рассеивания оболочки в центре сверхновой возникает нейтронная или кварковая звезда с массой М М_С и размером до 12 км.

Плотность материала звезды достигает 10¹⁸ кг/м³.