Зоряний нуклеосинтез

Розріз червоного гіганта демонструє процеси нуклеосинтезу

Маргарет Бербідж, Джеффрі Бербідж, Вільям Фаулер та Фред Хойл 1957 року вказали основні ядерні реакції, в яких відбувається утворення атомних ядер, важчих Гідрогену. До процесів зоряного нуклеосинтезу належать:

• «Горіння» водню (протон-протонний ланцюжок, вуглецево-азотний цикл) — утворення 42He
• «Горіння» гелію (потрійний α-процес) — утворення 126C
• Утворення елементів, важчих від гелію:
  • α-процес
  • «Горіння» вуглецю — утворення 2010Ne, 2412Mg
  • «Горіння» кисню — утворення 2814Si, 3216S
  • «Горіння» неону — утворення 3618Ar, 4020Ca
  • «Горіння» кремнію — утворення 5226Fe, 5628Ni
  • Рівноважний процес (e-процес)
• Утворення елементів, важчих від заліза:
  • Захоплення нейтронів:
    • s-процес — «повільне» захоплення, під час якого нестабільні ядра з невеликими періодами напіврозпаду, утворені внаслідок захоплення одного нейтрона, розпадаються до захоплення наступного. Процес призводить до утворення лише досить стабільних ядер від заліза до бісмуту, оскільки елементи з номерами 84-89 не мають стабільних ізотопів.
    • r-процес — «швидке» захоплення, під час якого утворені внаслідок захоплення одного нейтрона нестабільні ядра не встигають розпастися до захоплення наступного. В основному зустрічається у процесах злиття двох нейтронних зір або нейтронної зорі та чорної діри (т.з. кілонові), бо надані там умови, а саме концентрація нейтронів та температура, ідеально підходять для проходження r-процесу (див. Нуклеосинтез у кілонових).
  • Захоплення протонів:
    • p-процес — «повільне» захоплення протонів. Завдяки цьому процесу, зокрема, утворюються обійдені ядра.
    • rp-процес - «швидке» захоплення протонів.
  • Фотоядерна реакція:
    • x-процес
• Утворення легких елементів:
  • Реакції сколювання

Після закінчення запасів водню в ядрі зорі в результаті р-р- або CNO-циклів він продовжує горіти в оболонці, яка оточує це гелієве зоряне ядро. Маса гелієвого ядра поступово збільшується, гравітаційні сили в той же час стискають ядро зорі, підвищуючи його густину і температуру. Оболонка зорі, навпаки, сильно розширюється. В результаті змінених фізичних властивостей зоря сходить з головної послідовності діаграми "спектр-світність" і перетворюється на червоного гіганта.

В момент, коли в ядрі зорі температура досягає 1,5×10⁸ К, а густина 5×10⁴ г/см³, починається так звана потрійна реакція за участю ядер гелію

${\displaystyle 3\,\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{6}^{12}C} }$

Ще до експериментального виявлення збудженого стану ядра 12C Ф. Хойл з чисто астрофізичних міркувань показав, що для утворення вуглецю в процесі горіння гелію має існувати його збуджений стан поблизу границі розпаду на 8Be і 4He. Незважаючи на те що ядро 8Be, яке утворюється з двох ядер гелію, нестабільне (τ ≈ 10^-16 с), воно встигає провзаємодіяти з ядром 4He. Ця взаємодія є резонансною і перетин σ досить великий завдяки тому, що енергія другого збудженого стану 12C** відповідає 7,65 МеВ і близька до енергії границі розпаду на нукліди 8Be + 4He, рівній 7,37 МеВ.

Поряд з розглянутою реакцією можлива реакція з утворенням кисню

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {\gamma } }$

Відносні кількості 12C і 16O в значній мірі визначаються швидкостями реакцій

${\displaystyle 3\,\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{6}^{12}C} }$

та

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {\gamma } }$

На жаль, є значні невизначеності у встановленні швидкості останньої реакції. Утворені ядра 16O вступають у реакцію з ядрами 4He і утворюють ядра неону

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{10}^{20}Ne} +\mathrm {\gamma } }$

Ядро 20Ne не володіє енергетичним рівнем, близьким до границі розпаду на 16O + 4He, і тому швидкість цієї реакції невелика. Навпаки, реакція 20Ne(4He, γ)24Mg характеризується багатьма ймовірними резонансами в області температур, відповідних горінню гелію. Процес горіння гелію супроводжується іншими реакціями з утворенням різних нуклідів. Наприклад, радіоактивний ізотоп фтору 18F, що утворюється в реакції

${\displaystyle \mathrm {_{7}^{14}N} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{9}^{18}F} +\mathrm {\gamma } }$,

в результаті позитронного розпаду перетворюється на ізотоп кисню

${\displaystyle \mathrm {_{9}^{18}F} \rightarrow \mathrm {_{8}^{18}O} +e^{+}+\nu }$

Слідом за утворенням 18O підуть реакції

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{18}O} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{10}^{22}Ne} +\mathrm {\gamma } }$

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{18}O} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{10}^{21}Ne} +n}$

і інші за участю гелію.

Горіння гелію призводить до зростання зоряного ядра, що складається головним чином з вуглецю і кисню. Зоряне ядро оточене оболонкою, в якому триває горіння гелію. Коли температура і густина зоряного ядра стають досить великими (T ≈ 5×10⁸ K) у результаті гравітаційного стиснення ядра зорі, починається злиття ядер вуглецю з утворенням ядер неону, натрію і магнію:

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{10}^{20}Ne} +\mathrm {_{2}^{4}He} +Q}$, Q = 4,62 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{11}^{23}Na} +p+Q}$, Q = 2,24 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\mathrm {\gamma } -Q}$, Q = 2,60 МеВ

Водночас з цими реакціями утворюються алюміній, кремній і деякі інші сусідні нукліди в результаті захоплення утвореними нуклідами вивільнених p, n, α. Наприклад, 25Al утворюється в результаті

${\displaystyle \mathrm {_{12}^{24}Mg} +p\rightarrow \mathrm {_{13}^{25}Al} +\mathrm {\gamma } }$

Характер горіння вуглецю сильно залежить від маси зорі. У масивних зорях вуглець може загорітися і продовжувати горіння в умовах статичної рівноваги зорі. У зорях масою всього лише кілька сонячних мас вуглець може загорітися в умовах виродженого стану електронів, якщо взагалі зможе утворитися вуглецеве ядро.

Горіння неону характеризується короткою стадією і полягає у фотодисоціації 20Ne під дією високоенергетичних γ-квантів з відривом α-частинки. Вивільнені α-частинки взаємодіють з неоном і іншими ядрами до тих пір, поки не вичерпається запас неону.

Під горінням кисню мається на увазі злиття двох ядер 16O при енергіях кілька мегаелектронвольт (Т ≈ 10⁹ К). Ця реакція має також кілька каналів:

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{8}^{16}O} \rightarrow \mathrm {_{14}^{28}Si} +\mathrm {_{2}^{4}He} +Q}$, Q = 9,59 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{8}^{16}O} \rightarrow \mathrm {_{15}^{31}P} +\mathrm {_{1}^{1}H} +Q}$, Q = 7,68 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{8}^{16}O} \rightarrow \mathrm {_{16}^{31}S} +n+Q}$, Q = 1,45 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{8}^{16}O} \rightarrow \mathrm {_{14}^{28}Si} +\mathrm {_{1}^{1}H} +\mathrm {_{1}^{1}H} +Q}$, Q = 0,39 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{8}^{16}O} \rightarrow \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{2}^{4}He} -Q}$, Q = 0,39 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{8}^{16}O} +\mathrm {_{8}^{16}O} \rightarrow \mathrm {_{13}^{27}Al} +\mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{1}^{1}He} -Q}$, Q = 1,99 МеВ

Слідом за стадією горіння 16O у міру зростання температури і густини слідує горіння кремнію. Однак складні атомні ядра стають схильні до фотодисоціації, а звільнені α-, p-, n-частинки взаємодіють з не встигшими продисоціювати ядрами і утворюють більш важкі ядра, враховуючи ядра залізного піку на кривій поширеності елементів. Цей процес описується сотнею ядерних реакцій. Як приклад дві з таких реакцій:

${\displaystyle \mathrm {_{14}^{28}Si} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{16}^{32}S} +\mathrm {\gamma } }$

${\displaystyle \mathrm {_{16}^{32}S} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{18}^{35}Ar} +\mathrm {\gamma } }$

Реакція типу:

${\displaystyle \mathrm {_{14}^{28}Si} +\mathrm {_{14}^{28}Si} \rightarrow \mathrm {_{28}^{56}Ni} +\mathrm {\gamma } }$

малоймовірна через великий кулонівський бар'єр. Цю реакцію символічно можна замінити на наступні:

${\displaystyle \mathrm {_{14}^{28}Si} +\mathrm {\gamma } \rightarrow \ 7\,\mathrm {_{2}^{4}He} }$

${\displaystyle \mathrm {_{14}^{28}Si} +7{_{2}^{4}He}\rightarrow \mathrm {_{28}^{56}Ni} }$

Ядра 56Ni в результаті двох β- розпадів перетворюються у 56Fe.

Горіння кремнію є кінцевою стадією термоядерного синтезу нуклідів у масивних зорях, на якій утворюються ядра групи заліза, які мають максимальну питому енергію зв'язку. Подальший термоядерний синтез в результаті приєднання легких ядер ядрами групи заліза не має місця, так як цей процес повинен протікати тільки з поглинанням енергії. Остання стадія зорі не може існувати довго, так як в її центрі термоядерні реакції згасають. Цей стан зорі називається переднадновою, який передує вибуху зорі внаслідок порушення в ній рівноваги.

Легкі нукліди 6Li, 7Li, 9Be, 10B і 11B характерні нижчою поширеністю і стабільністю по відношенню до He, C, N, O і не можуть утворитися в процесі звичайного нуклеосинтезу в надрах зірок, так як вони легко руйнуються:

${\displaystyle \mathrm {_{3}^{6}Li} +p\rightarrow \mathrm {_{2}^{3}He} +\mathrm {_{2}^{4}He} }$

${\displaystyle \mathrm {_{3}^{7}Li} +p\rightarrow \mathrm {_{4}^{8}B} +\mathrm {\gamma } \rightarrow \ 2\,\mathrm {_{2}^{4}He} }$

${\displaystyle \mathrm {_{4}^{9}Be} +p\rightarrow \mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{3}^{6}Li} }$

${\displaystyle \mathrm {_{5}^{10}B} +p\rightarrow \mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{4}^{7}Be} }$

${\displaystyle \mathrm {_{4}^{7}Be} +e^{-}\rightarrow \mathrm {_{3}^{7}Li} +\nu }$

${\displaystyle \mathrm {_{5}^{11}B} +p\rightarrow \mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {\gamma } }$

На сьогоднішній день загальновизнаною гіпотезою виникнення легких ядер є реакції сколювання - реакції поділу ядер C, N, O при зіткненні з ядрами H і He або в космічних променях, або космічних променів з атомами міжзоряних газових хмар. Космічні промені - це потік заряджених частинок, враховуючи ядра деяких атомів досить великих енергій, які заповнюють простір Галактики. Вважається, що основним джерелом космічних променів є вибухи наднових зір. В космічних променях вміст Li, Be, B приблизно на п'ять порядків більший, ніж в зорях. Це вказує на те, що реакції сколювання мають місце в космічних променях.

Реакції сколювання 12C під дією протонів:

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +p\rightarrow \mathrm {_{5}^{11}B} +2p}$

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +p\rightarrow \mathrm {_{5}^{10}B} +\mathrm {_{2}^{3}He} }$

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +p\rightarrow \mathrm {_{3}^{7}Li} +\mathrm {_{2}^{4}He} +2p}$

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +p\rightarrow \mathrm {_{3}^{6}Li} +\mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{2}^{3}He} }$

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +p\rightarrow \mathrm {_{4}^{9}Be} +\mathrm {_{2}^{3}He} +p}$

Перетин реакції першого каналу найбільший, а останнього найменший, тобто перетини знаходяться в тій же послідовності, що і поширеності цих ядер в космічних променях (B > Li > Be). В той же час у Галактиці вміст елементів знаходиться в дещо іншій послідовності: Li > B > Be. Ця розбіжність пояснюється особливим походженням 7Li. Тому слід вказати і інші можливі процеси нуклеосинтеза 7Li:

1) реакції сколювання, що відбуваються в поверхневих шарах наднових або червоних гігантів;

2) термоядерні реакції, що протікають в зорях на стадії червоного гіганта або у нових і наднових;

3) космологічний термоядерний синтез на ранній стадії Великого Вибуху Всесвіту.

• 8. Распадно-синтезное преобразование элементов // ВЗАИМОПРЕВРАЩЕНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ(рос.)
• Нуклеосинтез во Вселенной. Ядерные реакции в звёздах — Б. С. Ишханов, Э. И. Кэбин, «Шпаргалка» // Кафедра общей ядерной физики физического факультета МГУ, НИИЯФ МГУ(рос.)
• В. Н. РЫЖОВ Звёздный нуклеосинтез — источник происхождения химических элементов // Саратовский государственный технический университет, Астронет(рос.)
• Kenneth R. Lang, Astrophysical Formulae // Springer, 1999, ISBN 3-540-29692-1(англ.)
• John S. Lewis, Physics and Chemistry of the Solar System, 2nd edition, Elsevier Academic Press, 2004, ISBN 978-0-12-446744-6, page 43(англ.)
• The Milky Way Galaxy, page 32 «2.2.1 Nucleosynthesis in stars» — Taylor & Francis, 1996, ISBN 2-88124-931-0(англ.)