Нуклеосинтез в звездах

Все известные элементы, после водорода, синтезированы звездами, в процессе ядерных реакций. Весь знакомый нам мир создан звездами.

В недрах звезд, при огромных температурах и давлениях, скорость частиц достигает сотен км/сек. Разогнанные до таких скоростей электроны преодолевают электрическое притяжение протонов и срываются с ядра (либо выбиваются с орбит γ-квантами): вещество находится в состоянии плазмы, состоящей из свободных электронов и оголенных (полностью ионизированных) ядер, сближающихся на расстояния действия ядерных сил, способных преодолевать кулоновский барьер и запускать реакцию синтеза с созданием новых элементов и выделением энергии, равной дельте энергий связи между исходными ядрами и конечным[1].   

В ядре Солнца и подобных ему звезд при температуре 10 млн[2] °K и плотностях вещества 35—149 г/см³ (для сравнения: плотность воды — 1 г/см³) начинается протон-протонный (водородный) цикл синтеза гелия с выделением колоссальной энергии. Два протона (ядра водорода) сливаются в дейтрон (дейтон) — ядро дейтерия, тяжелого водорода (²H или D). В ходе реакции один протон превращается в нейтрон, испуская нейтрино и позитрон (последний аннигилирует, сталкиваясь с электроном плазмы и порождая два γ-кванта). В свободном состоянии протон стабилен и не может распасться на нейтрон, поскольку уже легче последнего (массы свободных нуклонов константны) и ему негде взять энергию, чтобы нарастить массу нейтрона. В процессе синтеза, когда дефект массы выделяется в энергию связи, β⁺-распад становится возможным.

Апропо, кулоновские силы протонов для этой реакции создают потенциальный барьер в 140 кэВ; это тепловая энергия, которую должны иметь два протона для преодоления электрического отталкивания. При Т=10 млн °K средняя тепловая энергия протона — 1 кэВ, вместо требуемых 70-ти, и кажется, что реакция p+p невозможна. Тем не менее всегда есть процент частиц с энергией, больше средней, а из законов квантовой механики следует, что существует вероятность проникновения корпускулы через потенциальный барьер, даже если ее энергия меньше величины барьера. Это туннельный эффект, позволяющий идти реакциям синтеза в звездах.

 Затем дейтрон в реакции с третьим протоном образует легкий изотоп гелия ³He; энергию связи уносит γ-квант. С накоплением в звезде достаточного количества гелия-3, начинается третья, финальная, реакция водородного цикла с образованием ⁴He и двух протонов:

³He+³He→⁴He+¹H+¹H.

 Реакция синтеза дейтрона выделяет 1,44 МэВ энергии, гелия-3 — 5,5 МэВ, ⁴He —12,86 МэВ. Всего в пяти реакциях[3] цикла выделяется 27 МэВ; нейтрино реакций первого этапа уносят 0,5 МэВ, вся остальная энергия идет на нагрев звезды. Солнце ежесекундно обращает в энергию ~4 млн т своей массы.

Протон-протонный цикл превалирует в звездах солнечного типа (80% выхода гелия), но он не единственный. Около 20% реакций идут через слияние двух изотопов гелия в бериллий:

³He+⁴He→⁷Be+γ (1,58 МэВ),

далее с захватом электрона:

⁷Be+e^—→⁷Li+v (0,05 МэВ),

и наконец

⁷Li+H→⁴He+⁴He (17,34 МэВ).

 В редких (0,2%) случаях после образования бериллия происходит захват протона:

⁷Ве+¹Η→⁸Β+γ (0,14 МэВ);

⁸B→⁸Be+e⁺+v (7,7 МэВ) и

  ⁸Ве→⁴Не+⁴Не (3 МэВ).

Благодаря сверхновым, обогащающим межзвездное вещество всеми известными элементами, в любой звезде в небольших количествах присутствуют изотопы углерода (даже если эти звезды далеки от синтеза данного нуклида). При T>15 млн градусов, в таких звездах происходит углеродно-азотный цикл, где средние элементы служат своеобразным катализатором в синтезе водорода в гелий:

¹²С+¹Н→¹³Ν+γ;

¹³N→¹³C+e⁺+v;

¹³С+¹H→¹⁴Ν+γ;

¹⁴N+¹H→¹⁵O+γ;

¹⁵O→¹⁵N+e⁺+v;

¹⁵N+¹H→¹²C+⁴He.

В реакциях цикла выделяется 25 МэВ энергии, без учета унесенной нейтрино. Этот цикл является основным в звездах незначительно тяжелее Солнца (1,02—1,5 солнечных масс), расположенных на главной последовательности.

Нуклеосинтез углерода происходит в массивных звездах — гигантах и сверхгигантах > 8 масс Солнца. При температурах 100—200 млн градусов и плотности вещества от 1000 г/см³ проходит тройной альфа-процесс:

3⁴Не→¹²С+γ.

Три ядра гелия (альфа-частицы) сливаются в ядро углерода, чаще через синтез изотопа бериллия-8 из двух ядер и последующее присоединение третьего ядра ⁴He. В отличие от экономного выгорания водорода, растянутого на миллиарды лет[4], гелий звезда выжигает за 10 млн лет. Когда запасы гелия иссякают, реакции синтеза затухают, и давление плазмы уже не сдерживает гравитацию — ядро под ее действием сжимается. Некоторое время звезда излучает за счет сжатия ядра. Сжатие постоянно повышает температуру, и по достижении 500 млн °K, начинается нуклеосинтез элементов тяжелее углерода:

¹²C+⁴He→¹⁶O+γ;

¹⁶O+⁴He→²⁰Ne+γ;

²⁰Ne+⁴He→²⁴Mg+γ.

Как видно из формул, все реакции идут через синтез элементов с ядрами гелия — α-процесс. К тому времени гелий в ядре практически выгорел, оставшись лишь в оболочке. Но идущие при колоссальных температурах реакции порождают γ-кванты настолько энергичные, что они способны выбивать из ядер альфа-частицы (своеобразный сюрфотоэффект). Именно эти ядра гелия участвуют в синтезе ядер средних элементов.

При Т=1 млрд °К средние ядра синтезируются между собой:

¹²C+¹²C→²³Na+¹H ; ¹²C+¹²C→²⁰Ne+⁴He ; ¹⁶O+¹⁶O→³²S+γ.

Таким путем создаются элементы до железа включительно. ⁵⁶Fe, ⁵⁹Co и Ni имеют самую большую удельную энергию связи, поэтому дальнейший нуклеосинтез невозможен: при синтезе последующих, более тяжелых ядер, реакция станет убыточной — энергия не выделится, а поглотится (итоговое ядро окажется в буквальном смысле тяжелее двух исходных, поскольку у него меньший дефект массы); этот парадокс исключает реакцию. Однако в ядре сверхгиганта, при Т=3 млрд градусов, происходит множество реакций с выделением нейтронов:

  ¹²C+¹²C→²³Mg+n (магний-23 затем β-распадается на стабильный натрий);

¹⁶O+¹⁶O→³¹S+n.

Обильный поток нейтронов создает условия для их реакций с ядрами —нейтронный захват, или s-процесс (медленный). Ядро присоединяет нейтрон, и прежде чем поглотит следующий, β-распадается, переходя в таблице Менделеева на одну клетку вправо. Так образуются все оставшиеся стабильные элементы вплоть до висмута. Последний распадается на радиоактивный полоний, а тот α-распадом обращается в свинец. Цепь реакций синтеза тяжелых элементов обрывается.

Toutefois природа определила феерический финал звездной эволюции — вспышку сверхновой. К тому времени железоникелевое ядро гиганта[5], неспособное к термоядерному синтезу и не создающее достаточного давления плазмы, вновь сжимается под действием гравитации, на сей раз окончательно: ядро коллапсирует в черную дыру или нейтронную звезду. Вслед за массой ядра падает к центру вещество его оболочки (гелий и кислород), которое, сжимаясь до огромных плотностей и нагреваясь до миллиардов градусов, инициирует реакции синтеза во всем его исполинском объеме в считанные секунды, а по часам звезды — почти мгновенно. Происходит термоядерный взрыв[6] с колоссальным выбросом энергии — за месяц звезда излучает больше, чем Солнцу суждено излучить за всю его жизнь. Под действием взрыва, внешние слои звезды, массой 1—16 солнечной, расширяются и выбрасываются в пространство. Эти явления мы и наблюдаем как вспышку сверхновой. Впоследствии, расширяясь, оболочка образует характерную туманность.

В процессе взрыва происходят все supra описанные реакции синтеза ядер от углерода до железа и никеля. Последние служат зародышевыми (стартовыми) ядрами для реакций быстрого нейтронного захвата — r-процесса (rapide — быстрый), при котором ядро успевает захватить несколько нейтронов, прежде чем бета-распадом превратится в ядро следующего элемента. Этому способствуют условия вспышки сверхновой, в которых выделяется (на единицу объема вещества), на несколько порядков больше свободных нейтронов, чем в условиях протекания s-процесса. Только r-процесс способен создать неустойчивые радиоактивные ядра элементов тяжелее висмута, вплоть до А≈270. Большинство образовавшихся нестабильных нуклидов распадается в процессе взрыва, полураспад прочих исчисляется максимум миллионами или тысячами лет (как ²³⁹Pu) и в веществе Солнечной системы они давно распались. Лишь три из них имеют периоды полураспада, сравнимые с возрастом Земли (5 млрд лет): ²³²Th, ²³⁵U et ²³⁸U. Радиоактивные нуклиды между висмутом и ураном встречаются в природе как промежуточные продукты распада трех вышеназванных.

°°°

Дорогой читатель, если захочешь написать комéнт (когда/если это будет возможно), сначала подумай -- а вдруг автор знает больше тебя? В сети всякое бывает.

[1] Масса ядер всех нуклидов с A>1, не аддитивна: масса ядра чуть меньше (на величину <1%) суммы масс составивших его нуклонов в свободном состоянии. Этот дефект массы, обусловленный установлением внутриядерных сил, эквивалентен энергии, выделившейся при синтезе ядра, называемой энергией связи ядра.

[2] 9,42—13,1 млн °K в слоях на расстоянии 0,2—0,1 R от центра Солнца.

[3] Первые две должны пройти дважды в цикле, поскольку в третьей участвуют два ядра ³He.

[4] Только в очень горячих массивных (более 3 масс Солнца) звездах спектральных классов А0 и выше водород выгорает быстрее: от 400 до 80 млн лет, и менее 10 млн для сверхгигантов класса В0.

[5] Далее рассмотрен процесс, происходящий со звездами массой > восьми солнечных.

[6] То есть цепь ранее описанных реакций синтеза, происходящих лавинообразно и очень быстро.