Образование тяжелых и сверхтяжелых элементов

Синтез атомных ядер, расположенных в таблице Д. Менделеева за группой железа, согласно отмеченным выше причинам, должен обеспечиваться другими механизмами и, как показали М. и Дж. Бербиджи, У. Фаулер и Ф. Хойл еще в 1957 году, такие нуклиды образуются в результате трех принципиально разных процессов: -, - и -процессов.

-Процесс. Этот процесс представляет собой медленный захват нейтронов, при котором образующиеся неустойчивые ядра распадаются прежде, чем успеют присоединить следующий нейтрон. Поэтому можно заключить, что -процесс идет в недрах звезд при их нормальной стадии эволюции. Рассмотрим физическую сторону медленного захвата нейтронов. Число захватов нейтронов ядрами мишени в единицу времени и в единице объема можно определить следующим образом: , где и - концентрации ядер мишени и нейтронов, - эффективное сечение захвата нейтрона ядром, - относительная скорость участвующих в столкновении частиц. Эффективное сечение захвата нейтронов, как показывают эксперименты, подчиняется соотношению . Следовательно, можно считать = const. Тогда время захвата нейтрона одним ядром определяется как . Зная произведение , а также время захвата нейтронов , можно найти концентрацию нейтронов .

Время захвата нейтронов в -процессе оценивают на основе так называемого теплового характерного времени, которое определяется приблизительно отношением гравитационной энергии звезды к ее светимости. Величина для всех нормальных звезд больше 10⁴ лет, и, если принять характерное значение = 3 x 10^{- 23} м³/с, можно оценить необходимую концентрацию нейтронов в -процессе. Расчеты дают значение 10¹¹ м^{- 3}, которое существенно мало по сравнению с общей концентрацией нуклонов в недрах нормальных звезд ( > 10³ кг/м³, > 6 x 10²⁹м^{- 3}).

Важным условием протекания -процесса в звездах является источник нейтронов. Имеются две предпочтительные реакции ¹³C(, n) ¹⁶O и ²²Ne(, n) ²⁵Mg, в результате которых освобождается нейтрон. Каждая из них имеет свои недостатки и преимущества. Доказательством участия -процесса в образовании тяжелых элементов служит факт примерно постоянной величины произведения сечения нейтронного захвата на содержание элемента , образованного в -процессе в интервале между ядрами с заполненными нейтронными оболочками. На рис. 4 приведена зависимость от массового числа . Как видно из рис. 4, величина уменьшается для каждого ядра с заполненной оболочкой, а между ними проявляются два плато с от 90 до 140 и от 140 до 206.

Рис. 4.Кривая -процесса: 1, 2, 3 - изотопы с хорошо известными эффективными сечениями, надежно определенными сечениями и грубо оцененными сечениями захвата нейтронов соответственно; 4 - рассчитанный результат положения нескольких -процессов с различными временами захвата нейтронов.

Примером фрагмента цепочки последовательных ядерных -захватов нейтронов может служить схема

Завершаются цепочки превращений -процесса на изотопах свинца и висмута ²⁰⁹Bi, так как последующие нуклиды ²¹⁰Рo и ²¹¹Рo претерпевают -распад с периодом полураспада 138 суток и 0,5 с соответственно, превращаясь в свинец.

-Процесс. Тяжелые и сверхтяжелые элементы, находящиеся в таблице Менделеева за Bi, образуются в результате -процесса. В этом процессе ядро должно быстро последовательно захватить много нейтронов, прежде чем произойдет его -распад. Ядра захватывают нейтроны в реакциях (n, ), и захваты продолжаются до тех пор, пока скорость реакции (n, ) не уравновесится со скоростью реакции выбивания нейтрона под действием -фотона (либо скоростью -распада). После этого ядро "ждет", пока произойдет -распад, что позволит ему снова захватить нейтроны. Такой процесс может осуществляться при соответствующей концентрации нейтронов и при требуемых параметрах сечений реакции (n, ) и скоростей -распадов. Для оценки скоростей -распада очень неустойчивых ядер предлагаются разнообразные схемы и методы, поскольку скорости -распада зависят не только от энергии связи ядра, но и других факторов звездной среды. Разные методики оценивают время задержки ядра до -распада в пределах 0,1 < < 30 с.

Второе характерное время -процесса - это время, которое требуется для захвата нейтронов. Оно может быть сравнимо со временем взрыва звезды, которое по порядку величины равно времени свободного падения в поле тяжести звезды. Предполагая, что полная продолжительность расширения не больше 10 и 10 30 с, можно получить верхний предел начальной концентрации нейтронов для осуществления -процесса, равный 10³³ см^{- 3}. Как видно, начальная концентрация нейтронов в звездах должна быть достаточно большой. В последние годы предпринимаются попытки расчетов сетки реакций с учетом неравновесных эффектов. Эти расчеты показывают, что -процесс может наступать и при значительно меньших концентрациях нейтронов.

Возможными астрофизическими условиями протекания -процесса считаются механизмы, являющиеся следствием взрывов сверхновых, так как реакции быстрого захвата нейтронов в стационарных звездах невозможны. Распространяющаяся ударная волна в сверхновой инициирует интенсивное протекание ядерных реакций с выделением нейтронов на ²²Ne и ¹⁸O либо в гелиевом слое, либо в углерод-неоновом слое. Однако недостаток этих механизмов состоит в том, что реальные модели сверхновых, по-видимому, не могут создать достаточного количества нейтронов, чтобы получить полную картину распространенности -ядер. Окончание -процесса прерывается спонтанным делением сверхтяжелых ядер, поскольку для ядер с большим массовым числом спонтанное деление будет происходить быстрее, чем -распад. При этом продукты деления сверхтяжелых ядер вновь становятся зародышевыми ядрами для дальнейшего протекания -процесса. Согласно расчетам, трек -процесса может доходить до ядер, содержащих 184 нейтрона.

Начальными зародышевыми ядрами в -процессе являются, так же как и для -процесса, ядра группы железа. Поэтому на кривой распространенности ядер (рис. 1) имеются двойные пики вблизи атомных масс 90, 135 и 200, которые коррелируют с магическими числами нейтронов соответственно 50, 82 и 126. Это является отражением того факта, что трек -процесса проходит в нейтроноизбыточной области далеко от полосы стабильности (примерно на 10 нейтронов), в то время как трек s-процесса идет по полосе стабильности (рис. 5).

Рис. 5. Рассчитанные треки - и -процессов.

Заканчивая раздел, следует отметить, что быстрый захват нейтронов был частично реализован в искусственных условиях при взрывах ядерных бомб, начиненных ураном ²³⁸U. При взрыве не все ядра успевали делиться с выделением энергии, часть их захватывала до 17 нейтронов ²³⁸U + 17n ²⁵⁵U и затем следовала цепочка -распадов с образованием трансурановых элементов вплоть до фермия

-Процесс представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти ядра не могут быть созданы. К таким ядрам следует в первую очередь отнести изотопы олова ¹¹¹Sn, ¹¹²Sn и ¹¹⁵Sn. Однако физические модели условий протекания -процесса в звездах остаются пока в большей степени неоднозначными по сравнению с процессами захвата нейтронов.