НУКЛЕОСИНТЕЗ ВАЖКИХ І НАДВАЖКИХ ЕЛЕМЕНТІВ ПРИ ВИБУХУ СУПЕРНОВОЇ

Синтез атомних ядер, розташованих в таблиці Д. Менделєєва за групою заліза, згідно з відміченими вище причинами, повинен забезпечуватися іншими механізмами і, як показали М. і Дж. Бербиджи, У. Фаулер і Ф. Хойл ще в 1957 році, такі нукліди утворюються в результаті трьох принципово різних s-, r– і p-процесів.

s -процес. Цей процес є повільним захопленням нейтронів, при якому нестійкі ядра, що утворюються, розпадаються перш, ніж встигнуть приєднати наступний нейтрон. Тому можна вважати, що s -процес йде в надрах зірок при їх нормальній стадії еволюції.

Важливою умовою протікання s -процесса в зірках є джерело нейтронів. Є дві переважні реакції ³C(, n) →¹⁶O і ²²Ne(, n)→ ²⁵Mg, в результаті яких звільняється нейтрон.

Прикладом фрагмента ланцюжка послідовних ядерних s -захватов нейтронів може служити схема

Завершуються ланцюжки перетворень s -процесу на ізотопах плюмбуму і вісмуту ²⁰⁹Bi.

r-процес. Важкі і надважкі елементи, що знаходяться в таблиці Менделєєва за Bi, утворюються в результаті r-процесу. У цьому процесі ядро повинне швидко послідовно захопити багато нейтронів, перш ніж станеться його β^--распад. Ядра захоплюють нейтрони в реакціях (n, γ), і захоплення тривають до тих пір, поки швидкість реакції (n, γ) не урівноважиться із швидкістю реакції вибивання нейтрона під дією γ-фотона (або швидкістю β^--распаду). Після цього ядро "чекає", поки станеться β^--распад, що дозволить йому знову захопити нейтрони. Такий процес може здійснюватися при відповідній концентрації нейтронів і при необхідних параметрах перерізів реакції (n, γ) і швидкостей β^--распадов. . Початкова концентрація нейтронів в зірках має бути досить великою.

Можливими астрофізичними умовами перебігу r-процесу вважаються механізми, що є наслідком вибухів найнових, оскільки реакції швидкого захоплення нейтронів в стаціонарних зірках неможливі. Ударна хвиля, що поширюється, в найновій ініціює інтенсивне протікання ядерних реакцій з виділенням нейтронів в шарах ²²Ne, 18O, гелієвому або в карбон-неоновом шарі.

Закінчення r –процесу уривається спонтанним діленням надважких ядер, оскільки для ядер з великим масовим числом спонтанне ділення відбуватиметься швидше, ніж β^--распад. При цьому продукти ділення надважких ядер знову стають зародковими ядрами для подальшого протікання r -процесу. Згідно з розрахунками, трек r -процесу може доходити до ядер, що містять 184 нейтрони.

Рис. 16. Розраховані треки s - і r -процессов

Початковими зародковими ядрами в r -процесі є, так само як і для s -процесу, ядра групи заліза. Тому на кривій поширеності ядер (рис. 10) є подвійні піки поблизу атомних мас 90, 135 і 200, які корелюють з магічними числами нейтронів відповідно до 50, 82 і 126. Це є віддзеркаленням того факту, що трек r -процесу проходить в нейтрон-надлишковій області далеко від смуги стабільності (приблизно на 10 нейтронів), тоді як трек s -процесса йде по смузі стабільності (рис. 16).

Рис. Загальна схема нуклеосинтезу хімічних елементів

ПОХОДЖЕННЯ ЛЕГКИХ ЕЛЕМЕНТІВ

Легкі нукліди ⁶Li, ⁷Li, ⁹Be, ¹⁰B і ¹¹B характеризуються нижчою поширеністю і стабільністю стосовно He, C, N, O і не можуть утворюватися в процесі звичайного нуклеосинтезу в надрах зірок, оскільки вони легко руйнуються. На сьогодні загальновизнаною гіпотезою утворення легких ядер є реакції сколювання - реакції ділення ядер C, N, O при зіткненні з ядрами H і He, або космічних променів з атомами міжзоряних газових хмар. Космічні промені - це потік заряджених часток, включаючи ядра ряду атомів досить великої енергії, які заповнюють простір Галактики. Вважається, що основним джерелом космічних променів є вибухи найновіших зірок. У космічних променях зміст Li, Be, B приблизно на п'ять порядків більше, ніж в зірках. Це вказує на те, що реакції сколювання мають місце в космічних променях. Як приклад приведемо реакції сколювання ¹²С під дією протонів

ВИСНОВОК

Утворення хімічних елементів, з яких сформувалася Сонячна система, за винятком гідрогену і більшої частини гелію, сталося в зірках того покоління, що передувало Сонцю. Є підстави вважати, ґрунтуючись на спостереженнях продуктів розпаду зниклих короткоживучих ізотопів в метеоритах, що Сонячна система утворилася з газопилової хмари - залишку найновіших ОВ - асоціації - угрупування гарячих масивних зірок спектральних класів O і В, що мають порівняно короткий час життя. Ці зірки пройшли усі етапи зоряного нуклеосинтезу і вибухнули.Після вибуху зірки першого покоління речовина, збагачена малими домішками практично усіх хімічних елементів, може знову під дією гравітаційного тяжіння зібратися в зірки. Це і є зірки другого покоління. До них відноситься і Сонце.

Вибухи зірок першого покоління, що викинули речовину, з якої утворилася Сонячна система, стався близько 5 млрд років назад.

~4.9 млрд років - початок формування Сонячної системи

Речовина Сонця і планет гетерогенна суміш продуктів різних стадій нуклеосинтезу

По мірі зниження температури газової хмари відбувається конденсація перших мінералів в послідовності, показаній на рис.

1. Основний процес, який привів до формування твердої фракції протопланетного речовини, супроводжувався фракціонуванням хімічних елементів за летючістю; мізерна поширеність на Землі і інших тілах земного типу дуже летких важких (Ne - Xe) благородних газів служить доказом формування планет земної групи в результаті акреції твердої компоненти протопланетної хмари (Urey, 1952; Виноградов, 1959).

2. Підсумком космохімічної еволюції протопланетної речовини є формування чотирьох типів фаз - газової і трьох твердих: кисневих сполук (силікатів і оксидів), сульфідів (троіліт і деякі рідкісніші сульфіди) і металу; їх пропорції і хімічний склад задаються космічною поширеністю хімічних елементів і фундаментальними законами термодинаміки, що визначали спрямованість обмінних реакцій при буферній ролі сполук Fe

3. Класичні дані по ізотопному складу Pb і нові дані по ізотопному складу W, Os в металевій фазі і троіліті залізних метеоритів показують, що розподіл на фази стався вже під час формування твердої фракції протопланетного речовини 4.565 млрд. років назад і не має ніякого відношення ні до часу, ні до механізму утворення ядер планет земної групи.

4. Найпоширенішим типом метеоритів є хондрити, які вирізняються комплексом хімічних і структурних ознак, що примушують вважати їх речовину «примітивною», що не пройшла стадії планетної диференціації.

5. Особливе місце серед хондритов займають CI -хондриты, атомна поширеність усіх, окрім сильно летких (H, He, Ne, Ar, Kr, Xe), елементів в них практично тотожна сонячній; це дозволяє розглядати речовину CI -хондритов характерним зразком нелеткої фракції протопланетної речовини Сонячної системи.

Основні ідеї:

1. Поширеність хімічних елементів в природі підкоряється наступним основним емпіричним правилам:

· поширеність зменшується із зростанням заряду ядра;

· залежність поширеності елементів від заряду ядра має дві гілки - круту для легких елементів (до Cu, Zn) і значно пологішу для важчих;

· парні хімічні елементи поширені більше, ніж їх непарні сусіди(виключення - H, He, а також Li, Be, B);

· спостерігаються виразні максимуми на кривій поширеності елементів групи Fe (Cr, Mn, Fe, Co, Ni), а також менш виражені в області Xe - Ba, Pt і Pb;

· спостерігається різко знижена поширеність Li, Be, B.

4. Хімічні елементи утворюються в ході ядерних процесів (процесів нуклеосинтезу), що протікають на різних стадіях еволюції Всесвіту (Gamov, 1939, 1946; Alpher, Bethe, Gamov, 1948; Чердынцев, 1956; E.Burbidge, G.Burbidge, Fowler, Hoyle, 1957; Fowler, 1985).

5. Сонце як зірка другого покоління, що належить до Головної послідовності, може служити хорошим представником основної маси видимої речовини Всесвіту.

6. Речовина зірок другого і пізніших поколінь, розсіяної матерії (туманностей), планетних систем є, з погляду походження хімічних елементів, гетерогенною, сумішшю продуктів ядерних реакцій, що протікали на різних стадіях попередньої історії; останній етап нуклеосинтезу в районі Сонячної системи стався незадовго (за 200 - 400 млн. років) до формування твердої фракції її речовини - метеоритів (4.55 млрд. років назад).

7. Процеси змішування продуктів нуклеосинтезу є вкрай ефективними і призводять до того, що в головній своїй масі протопланетна речовина Сонячної системи достатньо добре перемішана і характеризується дуже однорідним ізотопним складом; але при цьому деяка (дуже невелика по масі) фракція метеоритної речовини відрізняється ізотопними аномаліями, прямими свідками гетерогенності нуклеосинтезу.

8. Гіпотетичною протопланетною речовиною планет земної групи є деякі фракції протопланетного речовини Сонячної системи, але середній її склад, тобто склад того примітивного матеріалу Сонячної системи, продуктами диференціації якого є ці фракції, може бути прийнятий тотожним середньому складу CI -хондритов; поширеність хімічних елементів в CI -хондритах доцільно прийняти як початкову точку геохімічної еволюції планет земної групи в ході їх формування і подальшої геологічної історії.

Читайте також:

<== попередня сторінка	\|	наступна сторінка ==>
Космохімічні основи геохімії	\|	Семантика

Не знайшли потрібну інформацію? Скористайтесь пошуком google:

Генерація сторінки за: 0.011 сек.