Нуклеосинтез во вселенной реферат

Обновлено: 17.05.2024

Распространение химических элементов на Земле и в космосе. Образование химических элементов в процессе первичного нуклеосинтеза и в недрах звезд.

Реферат по физике

Скрылева Зинаида Владимировна

Химия космоса, что изучает химия космоса.
Некоторые термины.
Химический состав планет Солнечной системы и Луны.
Химический состав комет, метеоритов.
Первичный нуклеосинтез.
Другие химические процессы во вселенной.
Звезды.
Межзвездная среда
Распространенность химических элементов в космосе
Список использованных ресурсов

Химия космоса. Что изучает химия космоса?

Предметом изучения химии космоса является химический состав космических тел (планет, звезд, комет и т.д), межзвездного пространства, а также химические процессы, которые происходят в космосе.

Химия космоса занимается преимущественно процессами, протекающими при атомно-молекулярном взаимодействии веществ, а нуклеосинтезом внутри звезд занимается физика.

Для простоты восприятия следующего материала необходим словарь терминов.

Звезды – светящиеся газовые массивные шары, в недрах которых протекают реакции синтеза химических элементов.

Планета – небесные тела, которые вращаются по орбитам вокруг звезд или их остатков.

Кометы – космические тела, которые состоят из замороженных газов, пыли.

Метеориты – малые космические тела, попадающие на Землю из межпланетного пространства.

Метеоры – явления в виде светящегося следа, которое обусловлено попаданием в атмосферу Земли метеорного тела.

Межзвездная среда – разряженное вещество, электромагнитное излучение и магнитное поле, заполняющие пространство между звездами.

Основные компоненты межзвездного вещества: газ, пыль, космические лучи.

Нуклеосинтез – процесс образования ядер химических элементов (тяжелее водорода) в ходе реакций ядерного синтеза.

Химический состав планет Солнечной системы и Луны

Планеты Солнечной системы – это небесные тела, вращающиеся вокруг звезды под названием Солнце.

Солнечная система состоит из 8 планет: Меркурий, Венера, Земля, Марс, Юпитер, Сатурн, Уран, Нептун.

Рассмотрим каждую планету в отдельности.

Самая близкая планета к Солнцу в Солнечной системе, самая маленькая планета. Диаметр Меркурия составляет примерно 4870 км.

Ядро планеты – железное, ферромагнитное. Содержание железа = 58%

Атмосфера по одним данным состоит большей частью из азота (N 2 ) с примесью углекислого газа (CO 2 ), по другим – из гелия (He), неона (Ne) и аргона (Ar).

Вторая планета Солнечной системы. Диаметр ≈ 6000 км.

Ядро железное, мантия содержит силикаты, карбонаты.

Атмосфера состоит на 97% из углекислого газа (CO 2 ), остальное приходится на азот (N 2 ), воду (H 2 O) и кислород (O 2 ).

Третья планета Солнечной системы, единственная планета Солнечной системы с наиболее благоприятными условиями для жизни. Диаметр примерно 12500 км.

Ядро железное. Земная кора содержит кислород O 2 (49%), кремний Si (26%), алюминий Al (4,5%), а также другие химические элементы. Атмосфера на 78% состоит из азота (N 2 ), на 21% из кислорода (O 2 ) и на 0,03% из углекислого газа (CO 2 ), остальное приходится на инертные газы, пары воды и примеси. Гидросфера состоит в большей степени из кислорода O 2 (85,82%), водорода H 2 (10,75%) и других элементов. В состав всех живых существ обязательно входит углерод (C).

Марс – четвертая планета Солнечной системы. Диаметр примерно 7000 км

Ядро железное. В коре планеты содержатся оксиды железа и силикаты.

Юпитер – пятая планета от Солнца. Самая крупная планета солнечной системы. Диаметр более 140000 км.

Ядро – сжатые водород (H 2 ) и гелий (He). В атмосфере содержатся водород (H 2 ), метан (CH 4 ), гелий (He), аммиак (NH 3 ).

Сатурн – шестая планета от Солнца. Имеет диаметр около 120000 км.

Данных о ядре и земной коре нет. Атмосфера состоит из тех же газов, что и атмосфера Юпитера.

Уран и Нептун – седьмая и восьмая планеты соответственно. Обе планеты имеют примерный диаметр 50000 км.

Данных о ядре и коре нет. Атмосфера образована метаном (CH 4 ), гелием (He), водородом (H 2 ).

Луна – спутник Земли, ее сырьевая база. Лунный грунт называют реголитом, в ее состав входят оксид кремния (IV), оксид алюминия и оксиды других металлов, много урана, нет воды.

Химический состав комет, метеоритов

Метеориты бывают железными, железно-каменными и каменными. Чаще всего на Землю падают именно каменные метеориты. В среднем по подсчетам на каждый железный метеорит приходится 16 каменных.

Химический состав железных метеоритов: 90% железа (Fe), 8,5% никеля (Ni), 0,6% кобальта (Co) и 0,01% кремния (Si).

Каменные метеориты в основном состоят из кислорода (0 2 ) (41%) и кремния (Si) (21%).

Кометы представляют собой твердые тела, которые окружены газовой оболочкой. Ядро состоит из замороженных метана (CH 4 ) и аммиака (NH 3 ) с минеральными примесями. В газовых кометах было обнаружено множество радикалов и ионов. Наиболее современные наблюдения проводились за кометой Хейла-Боппа, в ее состав входили сероводород, вода, тяжелая вода, сернистый газ, формальдегид, метанол, муравьиная кислота, циановодород, метан, ацетилен, этан, фостерит и другие соединения.

Для рассмотрения первичного нуклеосинтеза обратимся к таблице.

Состояние и состав вещества

нейтроны, протоны, электроны, позитроны в тепловом равновесии. Число n и p одинаково.

Частицы те же, но отношение числа протонов к числу нейтронов 3:5

электроны и позитроны аннигилируют, p:n =3:1

Начинают образовываться ядра дейтерия D и гелия 4 Не, исчезают электроны и позитроны, есть свободные протоны и нейтроны.

Устанавливается количество D и Не по отношению к числу p и n

4 Не:Н + ≈24-25% по массе

Химической энергии достаточно для образования устойчивых нейтральных атомов. Вселенная прозрачна для излучения. Вещество доминирует над излучением.

Сущность первичного нуклеосинтеза сводится к образованию из нуклонов ядер дейтерия, из ядер дейтерия и нуклонов – ядер гелия с массовым числом 3и трития, а из ядер 3 Не, 3 Н и нуклонов – ядер 4 Не.

Другие химические процессы во Вселенной

При высоких температурах (в околозвездных пространствах температура может достигать порядка нескольких тысяч градусов) все химические вещества начинают распадаться на составляющие – радикалы (СН 3 С 2 , СН и т.д.) и атомы (Н, О и т.д.)

Звезды различаются по массе, размерам, температуре, светимости.

Наружные слои звезд состоят в основном из водорода, а также из гелия, кислорода и других элементов (С, Р, N, Ar, F, Mg и т.д)

Звезды субкарлики состоят из более тяжелых элементов: кобальт, скандий, титан, марганец, никель и т.д.

В атмосфере звезд гигантов могут встречаться не только атомы химических элементов, но и молекулы тугоплавких оксидов (например, титана и циркония), а также некоторые радикалы: CN, CO, C 2

Химический состав звезд изучают спектроскопическим методом. Таким образом, на Солнце были найдены железо, водород, кальций и натрий. Гелий был впервые найден именно на Солнце, а позднее уже обнаружен в атмосфере планеты Земля. В настоящее время в спектрах Солнца и других небесных тел найдено 72 элемента, все эти элементы обнаружены и на Земле.

Источником энергии звезд являются термоядерные реакции синтеза.

На первом этапе жизни звезды в ее недрах происходит превращение водорода в гелий

Затем гелий превращается в углерод и кислород

На следующем этапе топливом являются углерод и кислород, в альфа процессах образуются элементы неона до железа. Дальнейшие реакции захвата заряженных частиц являются эндотермическими, поэтому нуклеосинтез останавливается. Из-за остановки термоядерных реакций нарушается равновесие железного ядра, начинается гравитационное сжатие, часть энергии которого расходуется на распад ядра железа на α-частицы и нейтроны. Этот процесс называется гравитационным коллапсом и протекает около 1 с. В результате резкого повышения температуры в оболочке звезды происходят термоядерные реакции горения водорода, гелия, углерода и кислорода. Выделяется огромное количество энергии, что приводит к взрыву и разлету вещества звезды. Это явление называется сверхновой. При взрыве сверхновой выделяется энергия, которая придает частицам большое ускорение, потоки нейтронов бомбардируют ядра элементов, которые образовались ранее. В процессе нейтронных захватов с последующим β-излучением происходит синтез ядер элементов тяжелее железа. До этой стадии доходят только наиболее массивные звезды.

Во время коллапса идет образование нейтронов из протонов и электронов по схеме:

+1 1 р + -1 0 е → 1 0 n + v

Образуется нейтронная звезда.

Ядро сверхновой может превратиться в пульсар – ядро, которое вращается с периодом в доли секунды и излучает электромагнитное излучение. Ее магнитное поле достигает колоссальных размеров.

Межзвездная среда состоит из газа, пыли, магнитных полей и космических лучей. Поглощение излучения звезд происходит за счет газа и пыли. Пыль межзвездной среды имеет температуру 100-10 К, температура межзвездного газа может колебаться в пределах от 10 до 10 7 К и зависит от плотности и источников нагрева. Межзвездный газ может быть как нейтральным, так и ионизированным (Н 2 0 , Н 0 , Н + , е - , Не 0 ).

Первое химическое соединение в космосе было обнаружено в 1937 году с помощью спектроскопии. Этим соединением был радикал СН, через несколько лет был найден циан CN, а в 1963 году обнаружили гидроксил ОН.

В межзвездном пространстве движутся потоки атомных ядер – космические лучи. Около 92% из этих ядер составляют ядра водорода, 6% - гелия, 1% - ядра более тяжелых элементов. Считается, что космические лучи образуются вследствие взрыва сверхновых.

Пространство между космическими телами заполнено межзвездным газом. Он состоит из атомов, ионов и радикалов, а также в ее состав входит пыль. Доказано существование таких частиц как: CN, CH, OH, CS, H 2 O, CO, COS, SiO, HCN, HCOOH, CH 3 OH и другие.

Столкновение частиц космического излучения, солнечного ветра и межзвездного газа приводит к образованию разнообразных частиц, в том числе и органических.

При столкновении протонов с атомами углерода образуются углеводороды. Из силикатов, карбонатов и различных оксидов образуется гидроксил OH.

Под действием космических лучей в атмосфере Земли образуются такие изотопы, как: углерод с массовым числом 14 14 С, бериллий, массовое число которого равно 10 10 Ве, и хлор с массовым числом 36 36 Cl.

Изотоп углерода с массовым числом 14 накапливается в растениях, кораллах, сталактитах. Изотоп бериллия с массовым числом 10 – в донных отложениях морей и океанов, полярном льду.

Взаимодействие космического излучения с ядрами земных атомов дает информацию о процессах, протекающих в космосе. Этими вопросами занимается современная наука – экспериментальная палеоастрофизика.

К примеру, протоны космических лучей, сталкиваясь с молекулами азота в воздухе, разбивают молекулу на атомы, и протекает ядерная реакция:

7 14 N + 1 1 H→2 2 4 He + 4 7 Be

В результате этой реакции образуется радиоактивный изотоп бериллия.

Протон в момент столкновения с атомами атмосферы выбивает из этих атомов нейтроны, эти нейтроны взаимодействуют с атомами азота, что приводит к образованию изотопа водорода с массовым числом 3 – трития:

7 14 N + 0 1 n→ 1 3 H + 6 12 C

Тритий, подвергаясь β-распаду, выбрасывает электрон:

1 3 H→ -1 0 e + 2 3 He

Так образуется легкий изотоп гелия.

Радиоактивный изотоп углерода образуется в ходе захвата атомами азота электронов:

7 14 N + -1 0 e → 6 14 C

Распространенность химических элементов в космосе

Рассмотрим распространенность химических элементов в галактике Млечный путь. Данные о наличии тех или иных элементов были получены путем спектроскопии. Для наглядного представления используем таблицу.

В середине ХХ столетия сформировались две гипотезы образования химических элементов:

химические элементы образуются в звездах нашей Галактики и затем выбрасываются в межзвездное пространство, поставляя материал для последующей эволюции химического состава Вселенной;.
химические элементы образовались на дозвездной стадии во время первоначального горячего состояния расширяющейся Вселенной.

C современной точки зрения, два наиболее распространенных химических элемента во Вселенной: водород (~90%) и гелий (~9%), образовались на дозвездной стадии эволюции Вселенной. Все остальные элементы возникли в результате превращения химических элементов в звездах.

13.1. Распространенность химических элементов

Нуклеосинтезом называют образование атомных ядер в естественных условиях. Атомные ядра образуются в ядерных реакциях, происходящих во Вселенной на различных стадиях её эволюции. Три основных механизма нуклеосинтеза:

космологический (первичный или дозвёздный) нуклеосинтез,
синтез ядер в звёздах и при взрывах звёзд,
нуклеосинтез под действием космических лучей.

Распространённостью элементов называется число ядер данного элемента в веществе, приходящееся на определённое число ядер. Распространённость кремния (Si) принята равной 10 6 . Особенности распространённости элементов:

Рис. 13.1. Логарифм распространенности нуклидов во Вселенной в зависимости от массового числа (по данным Е. Андерса и Н. Гривса, 1989).

13.2. Дозвездный нуклеосинтез

При температурах T >> 1010 К (и кинетических энергиях >> 1 МэВ) нейтроны и протоны благодаря реакциям слабого взаимодействия находились в состоянии термодинамического равновесия

Вероятность образования состояния с энергией Е описывается распределением Гиббса:

В условиях термодинамического равновесия соотношение между числом нейтронов и протонов будет определяться разностью масс нейтрона и протона:

Примерно через 2 с после Большого Взрыва при Т ≈ 10 10 К средние кинетические энергии частиц стали меньше 1 МэВ. Равновесное отношение концентраций нейтронов и протонов n_n/n_p уменьшилось к этому моменту до ≈ 1/6 и до начала первичного нуклеосинтеза это отношение снижалось в основном за счёт распада нейтронов.
Условия для синтеза более сложных легчайших ядер возникли во Вселенной примерно через минуту после Большого Взрыва. Во Вселенной в результате аннигиляции частиц и античастиц на 1 протон приходилось 109 фотонов. Образование дейтерия стало возможным, когда энергия фотонов стала меньше энергии фоторасщепления дейтерия − 2.2 МэВ. Цепочка основных реакций синтеза гелия:

p + n → 2H + γ (Q = +2.22 МэВ),

2 H + 3 H → 4 He + n (Q = 17.59 МэВ),
2 H + 3 He → 4 He + p (Q = + 18.35 МэВ).

Для каждой реакции указана выделяющаяся энергия Q.
За время 1–3 минуты практически все нейтроны оказались связанными в 4 He. Последовавшее вслед за этим снижение температуры и плотности Вселенной остановило реакции синтеза.

Рис. 13.2. Изменение выхода легчайших ядер и барионной плотности (штриховая линия) на этапе космологического нуклеосинтеза.

13.3. Синтез ядер в звездах

Горение водорода. Это один из основных процессов, поддерживающих длительное выделение энергии в звездах. При горении водорода происходит слияние 4-х ядер водорода с образованием ядра 4 He. Этот процесс происходит либо в pp-цепочке, либо в циклических ядерных реакциях с участием более тяжелых ядер − C, N, O, Ne и других, играющих роль катализатора. Сюда же относятся процессы с участием протонов, в которых производится некоторое количество легких элементов.
Горение гелия. После того, как в звезде накапливается гелий, под действием сил гравитации гелиевое ядро сжимается, становится достаточно плотным и горячим и в нем начинается процесс горения гелия с образованием ядер 12 C, 16 O, 20 Ne.
α-процесс. Процесс последовательного добавления α-частиц к ядру 20 Ne с образованием ядер 24 Mg, 28 Si, 32 S, 36 Ar, 40 Ca. Он описывает повышенную распространенность элементов типа Nα, где α − ядро 4 He, а N − целое число.
е‑процесс. Процесс, в котором в условиях термодинамического равновесия образуются элементы, расположенные в районе железного максимума.
s‑процесс. Образование ядер тяжелее железа в результате медленного последовательного захвата нейтронов. Скорость s-процесса меньше скорости β-распада образующихся в процессе захвата нейтронов радиоактивных ядер. Длительность s-процесса от 10 2 до 10 5 лет. s‑процесс отвечает за образование максимумов в распространенности элементов при A ~ 90, 138 и 208.
r‑процесс. Образование ядер тяжелее железа в результате быстрого последовательного захвата нейтронов со скоростью, существенно превышающей скорость β-распада образующихся радиоактивных ядер. Характерное время r‑процесса 0.01–100 с. В результате r‑процесса в кривой распространенности элементов возникают максимумы при A = 80, 130 и 195.
p‑процесс. Образование наиболее легких изотопов ядер. Он включает в себя образование и захват позитронов, захват протона, фоторождение нейтрона, (p,n)-реакции.
X‑процесс. Изотопы 6,7 Li, 9 Be, 10,11 B образуются в реакциях расщепления под действием космических лучей.

13.4. Горение водорода

Рис.13.3. Горение водорода в реакции 4p → α.

Рис.13.4. Спектр нейтрино, образующихся на Солнце в результате горения водорода в реакции
4p → α и в CNO-цикле.

13.5. CNO цикл

Рис. 13.5 Схема CNO цикла

Цепочка реакций I

12 C + p → 13 N + γ (Q = 1.94 МэВ),
13 N → 13 C + e + + ν_e (Q = 1.20 МэВ, T_1/2 = 10 мин),
13 C + p → 14 N + γ (Q = 7.55 МэВ),
14 N + p → 15 O + γ (Q = 7.30 МэВ)
15 O → 15 N + e + + ν_e (Q = 1.73 МэВ, T_1/2 = 124 с),
15 N + p → 12 C + 4 He (Q = 4.97 МэВ).

Цепочка реакций II

15 N + p → 16 O + γ (Q = 12.13 МэВ),
16 O + p → 17 F + γ (Q = 0.60 МэВ),
17 F → 17 O + e + + ν_e Q = 1.74 МэВ, T_1/2 = 66 c),
17 O + p → 14 N + α (Q = 1.19 МэВ).

Цепочка реакций III

17 O + p → 18 F + γ (Q = 6.38 МэВ),
18 F → 18 O + e + + ν_e (Q = 0.64 МэВ, T_1/2 = 110 мин),
18 O + p → 15 N + α (Q = 3.97 МэВ).

13.6. α-процесс в звездах

4 He + 4 He + 4 He → 8 Be + 4 He → 12 C* → 12 C + γ

12 C + α → 16 O + γ (Q = 7.16 МэВ),
16 O + α → 20 Ne + γ (Q = 4.73 МэВ),
20 Ne + α → 24 Mg + γ (Q = 9.31 МэВ),
24 Mg + α → 28 Si + γ (Q = 9.98 МэВ),
28 Si + α → 32 S + γ (Q = 6.95 МэВ).

Рис. 13.6 α-Процесс в звездах. Приведены нижние уровни ядер 8 Be, 12 C и 16 O.

13.7. Образование ядер в районе А ≈ 50, е-процесс

Рис. 13.7. Сеть ядерных реакций, приводящих к синтезу элементов от гелия до германия.

13.8. Образование тяжелых элементов

s-процесс. Образование тяжёлых элементов в результате реакции (n, γ):

(A, Z) + n → (A+1, Z) + γ.

Если образовавшееся в реакции захвата нейтронов ядро (A+1, Z) нестабильно, то при малых плотностях нейтронов более вероятен β - ‑распад этого ядра

чем захват им следующего нейтрона. Условие такого развития процесса обычно выражают соотношением τ_nγ >> τ_nβ, где τ_nγ − время жизни ядра до захвата нейтрона. Такой процесс называют медленным или s-процессом (от англ. slow). Характерные значения τ_nγ в этом процессе – годы.

Рис. 13.8. Образование элементов с Z = 26–33 в s-процессе.

Если плотности нейтронов достигают значений 10 19 –10 20 см -3 , то время жизни ядра до захвата нейтрона τ_nγ снижается до ≈ 10 -3 с и скорость захвата ядром нейтрона во много раз превышает скорость его β-распада τ_nγ 25M_☉)

Рис. 13.11. Эволюция массивной звезды (M > 25M_☉).

Предсверхновая

Рис. 13.12. Содержание элементов в звезде с массой 25M_☉
в зависимости от массы внутренней области.

13.9. Нуклеосинтез под действием космических лучей

Изотопы Li, Be, B образуются в реакциях расщепления (скалывания) при взаимодействии галактических космических лучей с веществом межзвёздной среды:
1) лёгкая компонента космических лучей (быстрые протоны и α-частицы) в результате столкновения с тяжёлыми ядрами межзвёздной среды вызывает расщепление их с образованием изотопов Li, Be, B, которые затем смешиваются с межзвёздной средой;
2) быстрые ядра С, N, O, входящие в состав космического излучения, сталкиваясь с ядрами Н и Не, превращаются в Li, Be, B.

13.10. Кварк-глюонная плазма

При высоких температурах и больших плотностях адронной материи образуется кварк-глюонная плазма. В естественных условиях кварк-глюонная плазма существовала в первые 10 -5 с после Большого Взрыва.
Условия для образования кварк-глюонной плазмы могут существовать и в центре нейтронных звезд. Переход в состояние кварк-глюонной плазмы происходит как фазовый переход 1-го рода при температуре T ≈ 200/k МэВ (k = 8.62·10 -11 МэВ/Кельвин). Методом получения кварк-глюонной плазмы является соударение релятивистских тяжелых ионов. Одна из основных проблем − идентификация состояния кварк-глюонной плазмы. Это может быть сделано по аномальному выходу лептонных пар, эмиссии фотонов, аномально большому выходу странных частиц.

Задачи

13.1. Оценить поток солнечных нейтрино на поверхности Земли.

13.2. Почему реакции синтеза ядер в звездах начинаются с реакции p + p → d + ν_e, идущей за счет слабого взаимодействия, а не с реакции p + n → d + γ, идущей за счет электромагнитного взаимодействия, или других реакций, идущих в результате сильного взаимодействия?

13.3. Удельная мощность падающего на Землю солнечного излучения составляет w_уд = 0.14 Вт/см 2 . С какой скоростью Солнце теряет свою массу? Если эта скорость сохранится и в будущем, то сколько времени еще будет существовать Солнце?

13.4. Определить, какую часть своей массы δM потеряло Солнце за последние t = 10 6 лет (светимость Солнца W = 4·10 33 эрг/с, масса Солнца M = 2·10 33 г).

13.5. Гравитационный радиус объекта, имеющего массу M, определяется соотношением r_G = 2GM/c 2 , где G − гравитационная постоянная. Определить величину гравитационных радиусов Земли, Солнца.

13.6. Рассчитайте энергию, выделяющуюся в p-p-цепочке.
Ответ: E(pp) = 25.8 МэВ

13.7. Наряду с CNO-циклом в массивных звездах горение водорода происходит в цикле реакции, исходным ядром которого является 24 Mg. Постройте соответствующую цепочку реакции (Mg-Al цикл)

13.8. Наряду с CNO-циклом в массивных звездах горение водорода происходит в цикле реакции, исходным ядром которого является 20 Ne. Постройте соответствующую цепочку реакции (Ne-цикл).

13.9. Рассчитайте энергию E(CNO), выделяющуюся в углеродно-азотном цикле Бете:
12 C + p → 13 N + γ
13 N → 13 C + e + + ν_e 13 C + p → 14 N + γ
14 N + p → 15 O + γ
15 O → 15 N + e + + ν_e 15 N + p → 12 C + 4 He
Ответ: E(CNO) = 24.8 МэВ

13.10. Какие элементы могли образовываться на дозвездной стадии эволюции Вселенной?

13.11. В каких реакциях на дозвездной стадии эволюции Вселенной могли образовываться изотопы He?

13.12. Какие особенности имеет распространенность элементов во Вселенной? Какие механизмы образования элементов ответственны за эти особенности?

13.13. Почему в распространенности элементов наблюдаются максимумы для α-частичных ядер?

13.14. В результате каких процессов образуются ядра тяжелее железа?

13.15. При какой температуре T возможно слияние ядер дейтерия?
Ответ: T ≈ E/(3/2k) = (Ze) 2 /(3/2kR) = 5.4 ·10 9 К

13.16. Рассчитайте энергию, выделяющуюся в реакциях 1) d + d → 3 H + p, 2) d + t → 4 He + n,
3) d + d → 3 He + n, 4) d + 3 He → 6 He + p.
Ответ: 1) 4.03 МэВ; 2) 17.59 МэВ; 3) 3.27 МэВ; 4) 18.35 МэВ

13.17. Основным источником солнечных нейтрино является реакция p + p → d + e + + ν_e. Рассчитайте максимальную энергию электронных нейтрино, образующихся в этой реакции.

13.18. Солнечные нейтрино образуются в реакции e − + 7 Be → 7 Li + ν_e. Рассчитайте энергию нейтрино и ядер 7 Li в данной реакции.
Ответ: T_Li ≈ 0.12 МэВ

13.19. Какие ядерные реакции являются источниками нейтронов в r- и s‑процессах?

13.20. Происходит ли образование химических элементов в современную эпоху? Поясните свой ответ наблюдательными фактами.

13.21. Объясните, почему распространенность нейтронноизбыточных ядер превышает распространенность нейтроннодефицитных ядер.

13.22. В результате каких реакций образуются нейтроннодефицитные изотопы 74 Se, 92 Mo?

13.23. Напишите ядерные реакции, в которых образуются изотопы бериллия 7 Be, 10 Be.

13.24. Оцените величину запаса ядерной энергии звезды, имеющей массу Солнца.

13.25. В течение какого времени на Солнце будет выделяться энергия в результате p-p-цепочки, если сохранится современная светимость Солнца?
Ответ: t = N_pE_pp/(4L) = 7.8·10 10 лет

13.26. Определите энергию Q, выделяющуюся в следующих реакциях термоядерного синтеза:
1) d + 6 Li → 2α, 2) p + 11 B → 3α.
Ответ: 1) Q = 22.4 МэВ; 2) Q = 8.7 МэВ

13.27. Какая максимальная энергия выделяется в реакции 3 He + p → 4 He + e + + ν_e?
Ответ: Q = 18.8 МэВ

Функция "чтения" служит для ознакомления с работой. Разметка, таблицы и картинки документа могут отображаться неверно или не в полном объёме!

Киевский национальний университет

им. Т.Г.Шевченкофилософский факультет

ЗВЕЗДНЫЙ НУКЛЕОСИНТЕЗ – ИСТОЧНИК ПРОИСХОЖДЕНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ

первый курс, направление: философия

студент: А.В. Фойгт

преподаватель: С.Г. Остапченко

Синтез ядер от углерода до группы железа

Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов

Происхождение легких элементов

При разработке теории Большого Взрыва и природы источника энергии Солнца в конце 30-х гг. ХХ века Х.Бете и К.Вейцзекер пришли к выводу, что генерирование энергии звезд, в т.ч. и Солнца, связано с образованием ядер гелия. В соответствии с доработанной Г.Гамовым теорией Большого Взрыва Вселенной, последняя прошла т. наз. эру нуклеосинтеза – время образования протонов и нейтронов, вслед за ними – изотопов водорода, гелия и лития. Однако идея образования всех атомов на ранней стадии расширения Вселенной путем присоединения нейтронов и последующим отрицательным бэта-распадом потерпела неудачу в связи с тем, что в природе отсутствуют ядра с массовыми числами 5 и 8. Э.Салпетер был первым, кто установил, что наряду с горением водорода в недрах звезд возможно также и горение гелия с образованием углерода. Это и послужило основой для современных теорий ядерного синтеза. Согласно современным научным представлениям, все химические элементы образовываются в результате внутризвездных процессов, и это влияет на эволюцию звезд в целом На основе данных о химических элементах в природе, ученые пришли к выводу, что наиболее вероятным источником образования большинства ядер являются последовательности ядерных процессов, протекающих в недрах звезд. Химический состав Земли, Луны и метеоритов можно установить непосредственно, однако состав планет Солнечной системы менее известен, сведения о нем основываются на величине средней плотности вещества планет. При исследовании состава солнца, звезд и межзвездных газовых туманностей используется спектральный анализ, но он дает информацию только об атмосфере той или иной звезды. К примеру, в атмосфере Солнца зафиксированы около 70 элементов, тем не менее, некоторые элементы не представляется возможным обнаружить ни в атмосфере Солнца, ни в атмосфере звезд. В результате было сделано заключение, что в хорошем приближении содержание элементов в атмосфере звезд согласуется с их содержанием для Земли и метеоритов. В 1956 году Г.Зюссом и Г.Юри на основе химического состава Земли, метеоритов и Солнца была составлена таблица распространенности элементов. Она примечательна тем, что демонстрирует немалое превосходство по рапространенности среди элементов с массовым числом 40-60 группы железа. 2 Образование ядер химических элементов от углерода до группы железа происходит в результате гелиевого, углеродного, кислородного, неонового и кремниевого горения в недрах звезд. Примечательно, что в лабораторных условиях энергии сталкивающихся

Космологический нуклеосинтез.

А.Пензиас и Р.Уилсон, обнаружив в 1965, что космическое пространство заполнено микроволновым излучением, подтвердили предсказание, сделанное почти за 20 лет до этого Р.Альфером, Р.Херманом и Г.Гамовым, которые теоретически изучали ядерные реакции в очень молодой Вселенной. Открытие реликтового микроволнового излучения доказало, что 10–20 млрд. лет назад Вселенная была очень плотной и горячей. Ее температура превышала 1 000 000 000 К, а плотность была как в недрах Солнца – именно такие условия требуются для ядерных реакций.

Выяснив, что температура реликтового излучения составляет 2,75 К, астрономы определили типы и интенсивность ядерных реакций в те далекие времена. Почти все эти реакции удалось осуществить в лаборатории и определить, с какой интенсивностью происходят реакции при разных температурах, сколько при этом выделяется энергии и какие получаются продукты. Эти данные позволили разобраться в звездном нуклеогенезе, о котором пойдет речь в следующем разделе.

Основными продуктами ядерных реакций в молодой Вселенной были водород и гелий в пропорции по массе примерно 3:1. Сформировалось также мизерное количество тяжелого водорода (дейтерия, D или 2 H), легкого гелия ( 3 He) и лития (Li): всего несколько миллионных долей от общей массы. Поэтому самые первые звезды должны были состоять практически только из водорода и гелия. Тех первых звезд уже нет, но самые старые из сохранившихся звезд содержат менее 0,001% всех прочих элементов. А вот у Солнца и более молодых звезд эти элементы составляют по массе уже около 2%.

Реакции в ранней Вселенной остановились на водороде и гелии с небольшим количеством примесей, потому что не существует устойчивых атомных ядер, содержащих 5 или 8 протонов и нейтронов. Именно поэтому из водорода (с одним протоном) и гелия (с двумя протонами и двумя нейтронами) нельзя составить более сложные ядра. К тому времени, когда Вселенная охладилась настолько, что стали возможны и другие реакции, она так расширилась, что низкая плотность вещества сделала крайне маловероятным одновременное столкновение трех и более ядер для рождения более сложных элементов.

Важная особенность космологического нуклеосинтеза состоит в том, что количество образовавшегося гелия, дейтерия и лития зависит от средней плотности Вселенной (рис. 1). При высокой плотности частицы чаще сталкиваются, поэтому многие протоны и нейтроны объединяются в ядра гелия и остается очень мало дейтерия; при низкой плотности образуется больше дейтерия, но меньше гелия и лития.

С другой стороны, плотность Вселенной определяет ее судьбу: будет ли расширение продолжаться вечно или остановится и сменится сжатием. Измеренное содержание гелия, дейтерия, 3 He и лития показало, что плотности обычного вещества недостаточно, чтобы остановить расширение Вселенной. Если расширение Вселенной уравновешено гравитацией всего вещества, значит, основная его часть состоит из неизвестных частиц, отличных от обычных протонов, нейтронов и электронов. Предложено много кандидатов на роль этого неизвестного вещества, но ни один из них пока не наблюдался в лаборатории.

Звездный нуклеосинтез.

Пока звезда формируется, газ в облаке движется турбулентно и хорошо перемешивается. Поэтому звезда начинает жизнь химически однородной. Затем она уже не перемешивается вплоть до поздних стадий эволюции; поэтому возникшие в ядерных реакциях элементы попадают из недр звезды на поверхность лишь в самом конце ее жизни. Солнце еще не достигло этой стадии.

Первым сгорает водород. Поскольку его ядра состоят лишь из одного протона, они взаимодействуют при довольно низких температурах, около 10 7 К. Возможны две цепочки реакций. В одной, названной протон-протонным циклом, протоны взаимодействуют непосредственно. Четыре протона образуют одно ядро гелия. В более сложной цепочке реакций, названной CNO-циклом, также формируется ядро гелия из четырех протонов, но при этом углерод, азот и кислород служат катализаторами. В CNO-цикле, кроме гелия, образуется дополнительный азот – важный элемент для формирования протеинов (т.е. белков). Эти две цепочки реакций записаны ниже; символы b– и b+ означают электрон и позитрон, ne – нейтрино, а g – гамма-лучи:

От превращения водорода в гелий по любому из этих циклов выделяется столько энергии (7Ч10 13 Дж/кг), что одного грамма водорода хватило бы для езды на автомобиле в течение 10 лет. Поскольку водород горит медленно и выделяет так много энергии, он поддерживает свечение звезды около 90% времени ее жизни. Наше Солнце сжигает водород уже 4,5 млрд. лет и оставшихся запасов ему хватит еще примерно на столько же. Более массивные звезды сжигают свой запас быстрее – всего за миллионы лет.

Когда водород заканчивается, звезды с массой менее 40% солнечной умирают, превращаясь в тусклые и компактные белые карлики, состоящие из гелия. У более массивных звезд центральная область сжимается, и температура там достигает 10 8 К. При такой температуре возможно взаимодействие ядер гелия, а высокая плотность звездных недр делает вполне вероятной встречу трех или четырех таких ядер с реакцией рождения углерода или кислорода:

Образуется примерно равное количество углерода и кислорода, и это очень удачно, поскольку оба элемента биологически важны.

У звезд с массой менее 6–8 масс Солнца этап вспышки гелия (длящийся всего несколько процентов от времени горения водорода) фактически является последним в их жизни. Часть гелия, азота, углерода и кислорода при этом выносится на поверхность. Яркость звезды увеличивается, она раздувается и сбрасывает оболочку в виде планетарной туманности, пополняя межзвездную среду этими элементами. Ядро звезды сохраняется в виде углеродно-кислородного белого карлика.

У звезд с начальной массой более 6–8 масс Солнца продолжается сжатие ядра, и рост температуры в нем стимулирует дальнейшие ядерные реакции, рождающие широкую гамму новых элементов. Сначала сгорает углерод, давая в основном неон и натрий. Затем сгорает неон, порождая среди прочих элементов магний и алюминий. Затем горит кислород, давая среди прочего кремний и серу. Наконец, горит кремний, превращаясь в железо и близкие к нему элементы (никель, кобальт, марганец; см. ПЕРИОДИЧЕСКАЯ СИСТЕМА ЭЛЕМЕНТОВ). Эти реакции происходят при температуре около 10 9 К. В них выделяется сравнительно немного энергии, причем большая ее часть уходит в виде нейтрино. Эти последние стадии горения длятся всего несколько тысяч лет из более чем миллиона лет жизни массивной звезды.

Каждая из описанных до сих пор ядерных реакций поддерживает излучение звезды. Но ядра железа связаны крепче всех прочих атомных ядер, поэтому их дальнейшие превращения уже не могут дать выхода энергии. Однако с поверхности звезды энергия продолжает уходить, так что может случиться катастрофа, когда в результате горения кремния сформируется железное ядро звезды слишком массивное, чтобы сопротивляться действию гравитации. Его предельная масса, впервые рассчитанная в 1931 С.Чандрасекаром, лежит в диапазоне от 1,1 до 1,4 масс Солнца.

На рис. 2 показана структура звезды с исходной массой 18 масс Солнца перед окончанием горения кремния. Уже образовались все элементы от углерода до никеля, причем их относительное количество близко к тому, что наблюдается в межзвездной среде и у молодых звезд. Остаются два вопроса: 1) как эти элементы покидают звезду, в которой они родились, и 2) откуда берутся элементы тяжелее железа. Ответы на них прямо связаны с тем, что происходит со звездой, у которой растет железное ядро.

Сверхновые.

Когда сердцевина массивной звезды приближается к пределу Чандрасекара, почти одновременно начинается несколько процессов: некоторые ядра железа раскалываются на ядра гелия, протоны захватывают электроны и превращаются в нейтроны, а нейтрино активно уносят энергию. Эти процессы охлаждают сердцевину звезды до такой степени, что ее внутреннее давление больше не может сопротивляться гравитации, и она катастрофически сжимается. Ее коллапс длится всего около секунды; при этом выделяется энергия порядка 10 46 Дж, больше, чем звезда излучила за всю свою жизнь.

Во-первых, кислород, неон, кремний и прочие образовавшиеся в звезде элементы при взрыве попадают в межзвездную среду. Именно поэтому все звезды, следующие за их первым поколением, уже состоят не из чистого водорода и гелия. Во-вторых, проходящая через оболочку энергия нагревает газ и стимулирует ядерные реакции, в которых формируются различные элементы и их изотопы, окружающие нас. Даже покидающие ядро нейтрино вызывают несколько дополнительных реакций, которые служат, например, основным источником фтора. В-третьих, избыток энергии, железа и нейтронов делает возможным синтез элементов тяжелее железа (см. ниже). В-четвертых, расширяющаяся газовая оболочка звезды, сталкиваясь с окружающим межзвездным газом, порождает ударные волны, в которых отдельные атомы, по-видимому, получают огромную энергию и входят в состав космических лучей. В свою очередь, космические лучи, сталкиваясь в межзвездной среде с ядрами углерода, азота, кислорода и других элементов, расщепляют их, образуя, например, бериллий и бор, которые, по-видимому, не формируются ни в ранней Вселенной, ни в звездах.

Сверхновые описанного выше типа, включая Сверхновую 1987А в БМО, получаются только из массивных, короткоживущих звезд. Однако иногда фиксируются взрывы сверхновых среди довольно старых и не очень массивных звезд. Физика этого процесса должна быть совершенно иной, поскольку звезды умеренной массы должны заканчивать жизнь, превращаясь в белый карлик, а не испытывать коллапс ядра.

Однако углеродно-кислородный белый карлик взрывается, если его масса превышает предел Чандрасекара. Значит, он может взорваться, если с соседней звезды на него перетечет газ (таких пар немало, в них иногда наблюдаются вспышки новых) или если два белых карлика одной системы сблизятся и сольются. При взрывном горении углерода и кислорода в основном образуются железо и близкие к нему элементы. Выделившейся энергии достаточно для объяснения феномена сверхновой у старых звезд. Взорвавшаяся звезда разрушается и не оставляет после себя нейтронной звезды, как сверхновые с коллапсирующими ядрами.

Итак, сверхновые и их родительские звезды создают элементы от углерода до никеля и выбрасывают их в космическое пространство. Водород, гелий и немного лития сохранились от нуклеосинтеза в ранней Вселенной. Бериллий, бор и дополнительный литий созданы космическими лучами. Но откуда взялись более тяжелые элементы?

s-, r- и p-процессы.

Образование ядер сложнее железа сталкивается с двумя проблемами. Во-первых, в этих реакциях не выделяется энергия, которая могла бы сделать их самоподдерживающимися; напротив, они потребляют энергию. Во-вторых, в этих ядрах уже так много протонов, что им трудно сблизиться, не разрушив друг друга. Поэтому синтез элементов от меди до урана возможен только путем добавления нейтронов (и энергии) к железу.

Захватив от одного до трех нейтронов, ядра становятся нестабильными и распадаются, превращая один или больше нейтронов в протоны и образуя таким образом элементы тяжелее железа. Детали этого сложного процесса были описаны в середине 1950-х годов А.Камероном в Канаде, а также М. и Дж.Бербидж, У.Фаулером и Ф.Хойлом, работавшими в США. Поскольку все образующиеся в этом процессе элементы редки, через него проходит немного вещества.

Какие именно элементы и изотопы рождаются, зависит от того, каков поток нейтронов и как долго он действует на вещество. Сверхновые выбрасывают гигантский поток нейтронов за короткое время, поэтому образуются стабильные изотопы элементов с избытком нейтронов. Поскольку захват нейтронов происходит быстро, этот процесс синтеза элементов называют r-процессом (от англ. rapid – быстро).

На рис. 3 показана цепочка захватов и распадов в s-процессе от иттербия (с 70-ю протонами) до осмия (76 протонов). Изотопы, родившиеся в r- и s-процессах, обозначены соответственно. Некоторые очень редкие изотопы не создаются ни одним из этих процессов, однако их можно получить, добавляя протоны, отнимая нейтроны или превращая нейтроны в протоны в продуктах r- и s-процессов. Все это называют p-процессом (от proton); его могут вызывать космические лучи, ударные волны и нейтрино от сверхновых.

Нерешенные проблемы.

Основные этапы нуклеосинтеза в ранней Вселенной, в звездах и сверхновых были поняты в середине 1950-х, а большинство деталей получило объяснение к середине 1970-х годов. Среди оставшихся вопросов выделим такие: 1) Каково массовое отношение углерода к кислороду после гелиевой вспышки (это отношение чрезвычайно важно для дальнейшей эволюции массивных звезд)? 2) Где именно протекает r-процесс? 3) Какие нуклиды, обязанные p-процессу, рождаются в различных эпизодах нуклеосинтеза? 4) Каков относительный вклад сверхновых с коллапсирующим ядром, с одной стороны, и порожденных CO-взрывом, с другой, в образование железа и прочих тяжелых элементов?
См. также АСТРОНОМИЯ И АСТРОФИЗИКА; КОСМОЛОГИЯ В АСТРОНОМИИ; ГАЛАКТИКИ; ГРАВИТАЦИОННЫЙ КОЛЛАПС; ТУМАННОСТИ; НЕЙТРОННАЯ ЗВЕЗДА; ЧАСТИЦЫ ЭЛЕМЕНТАРНЫЕ; ЗВЕЗДЫ; СОЛНЦЕ; СВЕРХНОВАЯ ЗВЕЗДА.

Читайте также: