ВУЗ: Не указан
Категория: Не указан
Дисциплина: Не указана
Добавлен: 08.02.2021
Просмотров: 1642
Скачиваний: 1
Синтез
Синтез
элементов
элементов
He
He
……
……
Ge
Ge
При
температуре
≈
10
9
К
ядерные
реакции
в
звёздах
можно
разделить
на
две
группы
.
Первую
группу
составляют
реакции
захвата
,
при
которых
скорости
образования
ядер
с
большим
А
доминируют
над
скоростями
распада
ядер
под
действием
фотонов
.
В
результате
этих
реакций
и
образуются
ядра
вплоть
до
А
≈
60.
Сильный
спад
распространённости
элементов
в
этой
области
массовых
чисел
обусловлен
влиянием
кулоновского
барьера
.
Реакции
первой
группы
ответственны
за
генерацию
энергии
в
относительно
спокойный
период
звёздной
эволюции
.
По
мере
того
как
увеличивается
температура
в
центре
звезды
,
всё
большую
роль
играют
реакции
фоторасщепления
,
т
.
е
.
образование
элементов
с
меньшим
А
,
так
как
в
результате
взаимодействия
γ
-
-
квантов
с
ядром
происходит
его
расщепление
.
Наиболее
характерные
реакции
(
γ
,
p
)
и
(
γ
,
n
).
Реакции
фоторасщепления
ядер
относятся
к
реакциям
второй
группы
и
приводят
к
появлению
протонов
и
нейтронов
,
которые
взаимодействуют
с
продуктами
углеродного
и
кислородного
горения
.
Так
как
пороги
реакций
(
γ
,
p
)
и
(
γ
,
n
)
для
α
-
частичных
ядер
(
N
α
)
выше
,
чем
для
соседних
ядер
,
они
будут
меньше
разрушаться
фотонами
,
т
.
е
.
будет
происходить
увеличение
их
относительной
распространённости
.
Такой
эффект
наблюдается
для
всех
α
-
частичных
ядер
вплоть
до
нестабильного
изотопа
56
Ni
(
1/ 2
6,1
T
=
дней
).
Таким
образом
,
на
этой
стадии
эволюции
процессы
образования
ядер
с
большими
А
будут
конкурировать
с
процессами
фоторасщепления
.
Удельная
Удельная
энергия
энергия
связи
связи
ядра
ядра
ε
ε
(A,Z)
(A,Z)
Удельная
энергия
связи
ядра
ε
(A,Z) –
средняя
энергия
связи
,
приходящаяся
на
один
нуклон
.
W(A, Z)
ε
(A, Z) =
A
Зависимость
удельной
энергии
связи
ε
=
W
/
A
от
массового
числа
А
Эволюция
Эволюция
массивной
массивной
звезды
звезды
25
M
M
>
По
мере
вовлечения
в
процесс
горения
элементов
с
всё
большими
значениями
Z
температура
и
давление
в
центре
звезды
увеличиваются
со
всё
возрастающей
скоростью
,
что
в
свою
очередь
увеличивает
скорость
ядерных
реакций
.
Если
для
массивной
звезды
реакция
горения
водорода
продолжается
несколько
миллионов
лет
,
то
горение
гелия
происходит
в
10
раз
быстрее
.
Процесс
горения
кислорода
длится
около
6
месяцев
,
а
горение
кремния
происходит
за
сутки
.
Ядерные
Ядерные
реакции
реакции
синтеза
синтеза
в
в
звёздах
звёздах
различной
различной
массы
массы
Масса
,
M
Возможные
ядерные
реакции
0.08
Нет
0.3
Горение
водорода
0.7
Горение
водорода
и
гелия
5.0
Горение
водорода
,
гелия
,
углерода
25.0
Все
реакции
синтеза
с
выделением
энергии
Ядерные
реакции
,
происходящие
в
звездах
в
условиях
термодинамического
равновесия
,
зависят
от
массы
звезды
.
Масса
звезды
определяет
максимально
достижимую
температуру
и
плотность
в
центре
звезды
.
Полная
последовательность
ядерных
реакций
возможна
лишь
в
массивных
звездах
.
В
звездах
с
массой
0,1
M
M
<
гравитационная
энергия
недостаточна
для
нагревания
звездного
вещества
до
температуры
,
необходимой
для
протекания
реакций
горения
водорода
.
Эволюция
Эволюция
массивной
массивной
звезды
звезды
25
M
M
>
В
процессе
горения
звезды
в
её
центре
последовательно
истощаются
запасы
водорода
,
гелия
,
кислорода
,
неона
,
кремния
.
Термоядерные
реакции
постепенно
захватывают
периферию
звезды
,
приводя
к
расширению
её
оболочки
.
Если
на
начальной
стадии
звезда
имела
однородный
состав
,
то
теперь
она
имеет
слоистую
структуру
.
В
центре
массивной
звезды
содержатся
элементы
группы
железа
,
никеля
,
а
на
периферии
–
более
лёгкие
элементы
.
Внешняя
оболочка
состоит
из
водорода
.