Синтез ядер от углерода до группы железа

Образование ядер химических элементов от углерода до группы железа, согласно современным представлениям, происходит в результате гелиевого, углеродного, кислородного, неонового и кремниевого горения в недрах звезд, то есть благодаря термоядерным реакциям, в которых участвуют названные нуклиды. Следует отметить, что расчеты ядерных реакций, протекающих в недрах звезд, не имеют столь высокой надежности в отличие от лабораторных ядерных измерений, так как в лабораторных измерениях энергии сталкивающихся частиц намного превышают значения энергии, обнаруживаемой в недрах звезд. Поэтому полученные лабораторные эффективные сечения , характеризующие вероятность реакций, не могут быть приняты для астрофизических реакций, так как зависит от энергии сталкивающихся частиц.

Горение гелия. После истощения запасов водорода в ядре звезды в результате р-р- или CNO-циклов он продолжает гореть в слое, который окружает это гелиевое звездное ядро. Масса гелиевого ядра постепенно увеличивается, гравитационные силы в то же время сдавливают ядро звезды, повышая его плотность и температуру. Оболочка звезды, напротив, сильно расширяется, приспосабливаясь к увеличивающейся светимости звезды так, что температура поверхности звезды даже падает. В результате изменившихся физических свойств звезда сходит с главной последовательности диаграммы "спектр-светимость" и превращается в красный гигант.

К моменту, когда в ядре звезды температура достигает 1,5 x 10⁸ К, а плотность 5 x 10⁴ г/см³, начинается так называемая тройная реакция с участием ядер гелия 3⁴He ¹²C. Еще до экспериментального обнаружения возбужденного состояния ядра ¹²C Ф. Хойл из чисто астрофизических соображений показал, что для образования углерода в процессе горения гелия должно существовать его возбужденное состояние вблизи порога распада на ⁸Be и ⁴He. Несмотря на то что ядро ⁸Be, образующееся из двух ядер гелия, нестабильно (), оно успевает провзаимодействовать с ядром ⁴He. Это взаимодействие является резонансным и сечение достаточно велико благодаря тому, что энергия второго возбужденного состояния ¹²С^** соответствует 7,65 МэВ и близка к энергии порога распада на нуклиды ⁸Be + ⁴He, равной 7,37 МэВ.

Наряду с рассмотренной реакцией возможна реакция с образованием кислорода ¹²C + ⁴He ¹⁶O + . Относительные количества ¹²C и ¹⁶O в значительной степени определяются скоростями реакций 3⁴He и ¹²C()¹⁶O. К сожалению, имеются значительные неопределенности в установлении скорости последней реакции. Образующиеся ядра ¹⁶O вступают в реакцию с ядрами ⁴He и образуют ядра неона ¹⁶O + ⁴He ²⁰Ne + . Ядро ²⁰Ne не обладает энергетическим уровнем, близким к порогу распада на ¹⁶O + ⁴He, и поэтому скорость этой реакции небольшая. Напротив, реакция ²⁰Ne(⁴He, )²⁴Mg характеризуется многими вероятными резонансами в области температур, соответствующих горению гелия. Процесс горения гелия сопровождается другими реакциями с образованием различных нуклидов. Например, радиоактивный изотоп фтора ¹⁸F, образующийся в реакции ¹⁴N + ⁴He ¹⁸F + , в результате позитронного распада превращается в изотоп кислорода ¹⁸F ¹⁸O + e⁺ + . Вслед за образованием ¹⁸O последуют реакции ¹⁸O + ⁴He ²²Ne + , ¹⁸O +⁴He ²¹Ne + n и другие с участием гелия.

Горение углерода, кислорода, неона и кремния. Горение гелия приводит к росту звездного ядра, состоящего главным образом из углерода и кислорода. Звездное ядро окружено слоем, в котором продолжается горение He. Когда температура и плотность звездного ядра становятся достаточно большими ( K) в результате гравитационного сжатия ядра звезды, начинается слияние ядер углерода с образованием ядер неона, натрия и магния:

Одновременно с этими реакциями образуются алюминий, кремний и некоторые другие соседние нуклиды в результате захвата образующимися нуклидами высвободившихся p, n, . Например, ²⁵Al образуется в результате ²⁴Mg + р ²⁵Al + .

Характер горения углерода сильно зависит от массы звезды. В массивных звездах углерод может загораться и продолжать горение в условиях статического равновесия звезды. В звездах массой всего лишь несколько солнечных масс углерод загорается в условиях вырожденного состояния электронов, если вообще сможет образоваться углеродное ядро.

Горение неона характеризуется короткой стадией и заключается в фотодиссоциации ²⁰Ne под действием высокоэнергетических -квантов с отрывом -частицы. Освободившиеся -частицы взаимодействуют с неоном и другими ядрами до тех пор, пока не исчерпается запас неона.

Горение кислорода подразумевает слияние двух ядер ¹⁶O при энергиях несколько мегаэлектронвольт ( 10⁹К). Эта реакция имеет также несколько каналов:

Вслед за стадией горения ¹⁶O по мере роста температуры и плотности следует горение кремния. Однако фотодиссоциации становятся подвержены сложные атомные ядра, а освобождающиеся -, p-, n-частицы взаимодействуют с не успевшими диссоциировать ядрами и образуют более тяжелые ядра, включая ядра железного пика на кривой распространенности элементов. Этот процесс описывается сотней ядерных реакций. В качестве примера приведем две из них:

Реакция типа ²⁸Si + ²⁸Si ⁵⁶Ni + маловероятна из-за большого кулоновского барьера. Эту реакцию символически можно заменить на следующие:

Ядра ⁵⁶Ni в результате двух -распадов превращаются в ⁵⁶Fe.

Горение кремния является конечной стадией термоядерного синтеза нуклидов в массивных звездах, на которой образуются ядра группы железа, обладающие максимальной удельной энергией связи. Последующий термоядерный синтез в результате присоединения легких ядер ядрами группы железа не имеет места, так как этот процесс должен протекать только с поглощением энергии. Современные методы теоретической астрофизики позволяют рассчитывать модели звезд на содержание продуктов реакций ядерного синтеза на различных стадиях их эволюции. В качестве примера приведем рассчитанное содержание (из работы С. Уосли и Т. Уивера) основных элементов массивной звезды населения типа I на стадии предсверхновой (рис. 2).

Рис. 2. Нуклидный состав основных элементов в звезде населения типа I массой, равной 25 массам Солнца, на стадии предсверхновой в зависимости от внутреннего распределения массы (в долях солнечной массы).

Внутренние изменения нуклидного состава массивных звезд, а следовательно, и отдельные этапы их эволюции можно отобразить схемой, приведенной на рис. 3. Последняя стадия звезды не может существовать долго, так как в центре ее термоядерные реакции угасают. Это состояние звезды называется предсверхновой, предшествующее взрыву звезды вследствие нарушения в ней равновесия.

Рис. 3. Схема эволюции основного нуклидного состава массивной звезды.