ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 08.02.2021
Просмотров: 1651
Скачиваний: 1
Образование
Образование
тяжелых
тяжелых
элементов
элементов
В
процессе
термоядерного
синтеза
в
звёздах
образуются
элементы
вплоть
до
железа
.
Дальнейший
синтез
невозможен
,
так
как
ядра
группы
железа
обладают
максимальной
удельной
энергией
связи
.
Образованию
более
тяжёлых
ядер
в
реакциях
с
заряженными
частицами
—
протонами
и
другими
лёгкими
ядрами
—
препятствует
увеличивающийся
кулоновский
барьер
тяжелых
ядер
.
Распространённость
элементов
,
расположенных
в
области
за
железом
,
относительно
слабо
зависит
от
массового
числа
А
.
Это
свидетельствует
об
изменении
механизма
образования
этих
элементов
.
Необходимо
принять
во
внимание
то
,
что
большинство
тяжёлых
ядер
являются
β
-
радиоактивными
.
В
образовании
тяжёлых
элементов
решающую
роль
играют
реакции
захвата
ядрами
нейтронов
(
n
,
γ
):
(
A
,
Z
)
+
n
→
(
A
+
1,
Z
)
+
γ
.
В
результате
цепочки
чередующихся
процессов
захвата
ядрами
одного
или
нескольких
нейтронов
с
последующим
их
β
−
-
распадом
увеличиваются
массовые
числа
А
и
заряд
Z
ядер
и
из
исходных
элементов
группы
железа
образуются
все
более
тяжёлые
элементы
вплоть
до
конца
Периодической
таблицы
.
s
s
-
-
процесс
процесс
Для
образования
тяжёлых
элементов
решающую
роль
играет
захват
ядрами
нейтронов
–
реакция
(
n
,
γ
):
(
A
,
Z
)
+
n
→
(
A
+
1,
Z
)
+
γ
.
Если
образовавшееся
в
результате
захвата
нейтрона
ядро
(
A
+
1,
Z
)
нестабильно
,
то
при
малых
плотностях
нейтронов
−
β
-
распад
этого
ядра
(
A
+
1,
Z
)
→
(
A
+
1,
Z
+
1)
+
е
−
+
e
ν
более
вероятен
,
чем
захват
им
следующего
нейтрона
.
γ
β
τ
τ
n
,
n
γ
τ
—
время
жизни
ядра
до
захвата
нейтрона
.
Такой
процесс
называют
медленным
или
s-
процессом
(
от
англ
.
slow
).
Характерные
значения
n
γ
τ
–
годы
.
75
As
стаб
76
As
26.4
ч
70
Ge
стаб
71
Ge
11.43
д
72
Ge
стаб
73
Ge
стаб
74
Ge
стаб
75
Ge
47
с
76
Ge
стаб
77
Ge
53
с
69
Ga
стаб
70
Ga
21.15
м
71
Ga
стаб
72
Ga
14.1
ч
64
Zn
стаб
65
Zn
244.3
д
66
Zn
стаб
67
Zn
стаб
68
Zn
стаб
69
Zn
56
м
70
Zn
стаб
71
Zn
2.4
м
63
Cu
стаб
64
Cu
12.7
ч
65
Cu
стаб
66
Cu
5.1
м
60
Ni
стаб
61
Ni
стаб
62
Ni
стаб
63
Ni
100
л
64
Ni
стаб
65
Ni
2.52
ч
β
-
-
распад
59
Co
стаб
60
Co
10.5
м
61
Co
1.65
ч
захват
нейтрона
56
Fe
стаб
57
Fe
стаб
58
Fe
стаб
59
Fe
44.5
д
60
Fe
1.5
10
6
л
Нейтроны
Нейтроны
для
для
s
s
-
-
процесса
процесса
Подходящие
условия
для
образования
ядер
в
s
-
процессе
существуют
в
красных
гигантах
.
Источником
нейтронов
для
s-
процесса
являются
реакции
13
С
+
α
→
16
О
+
n
и
22
Ne
+
α
→
25
Mg
+
n
.
Для
первой
реакции
требуются
условия
,
при
которых
происходит
совместное
горение
водорода
и
гелия
.
В
качестве
механизма
,
создающего
такие
условия
,
рассматривается
соприкосновение
конвективной
оболочки
звезды
,
в
которой
происходит
горение
гелия
,
с
богатой
водородом
внешней
оболочкой
.
Образование
нейтронов
происходит
в
следующей
цепочке
реакций
:
12
С
+
р
→
13
N
+ 1.94
МэВ
,
13
N
→
13
С
+
e
+
+
e
ν
+
1.20
МэВ
(
1/ 2
10
T
=
мин
),
13
С
+
α
→
16
O
+
n
+ 2.22
МэВ
.
Реакция
13
С
+
α
→
16
O
+
n
эффективно
происходит
при
8
10
T
>
К
.
Образование
нейтронов
в
реакции
22
Ne
+
α
→
25
Mg
+
n
(
Q
=
−
0.48
МэВ
)
зависит
от
наличия
14
N
в
зоне
горения
гелия
.
Последовательный
захват
двух
α
-
частиц
и
β
+
-
распад
образовавшегося
ядра
22
N
а
превращает
ядро
14
N
в
22
Ne
.
Для
этого
необходимо
,
чтобы
в
первоначальном
веществе
звезды
,
в
которой
происходит
горение
гелия
,
уже
присутствовал
изотоп
14
N
.
Источником
ядер
14
N
является
С
N
О
-
цикл
.
Ещё
одним
источником
нейтронов
с
необходимой
плотностью
при
Т
≈
10
8
К
могут
быть
фотонейтронные
реакции
:
13
С
+
γ
→
12
С
+
n
−
4.95
МэВ
,
13
N
+
γ
→
12
N
+
n
−
10.55
МэВ
.
Роль
фотонейтронных
реакций
растет
с
увеличением
температуры
.
r
r
-
-
процесс
процесс
Если
плотности
нейтронов
достигают
значений
10
19
-10
20
см
−
3
,
то
γ
γ
γ
λ
τ
ρ υ σ
=
=
⋅
⋅
1/
n
n
n
n
n
,
время
жизни
ядра
до
захвата
нейтрона
n
γ
τ
снижается
до
≈
10
−
3
с
и
выполняется
условие
γ
β
τ
τ
n
.
Скорость
захвата
ядром
нейтрона
во
много
раз
превышает
скорость
его
β
-
распада
.
Захват
нейтронов
происходит
до
тех
пор
,
пока
скорость
реакции
(
n
,
γ
)
не
станет
меньше
скорости
β
-
распада
изотопа
.
При
этом
ядро
успевает
захватить
10-20
нейтронов
прежде
чем
испытает
β
-
распад
.
Такой
процесс
называют
быстрым
или
r-
процессом
(
от
англ
.
rapid
).
Необходимые
для
r
-
процесса
плотности
нейтронов
возникают
при
взрывах
Сверхновых
.
Расходящаяся
ударная
волна
примерно
за
0.5
с
создаёт
в
оболочке
горения
гелия
условия
для
интенсивного
протекания
реакции
генерации
нейтронов
22
Ne
(
α
,
n
)
25
Mg
и
тем
самым
запускает
r
-
процесс
.
Этот
механизм
образования
элементов
называют
взрывным
нуклеосинтезом
.
r
-
процесс
может
протекать
и
в
насыщенных
нейтронами
ядрах
Сверхновых
.
В
этом
случае
вынос
образованных
элементов
в
поверхностные
слои
звезды
,
осуществляется
за
счёт
разогретых
нейтрино
участков
звезды
.
Сверхновые
Сверхновые