Александр Шадрин - Рождение вещества во Вселенной. Путь нейтрона

В 1946 Фред Хойл с соавторами сформулировал проблему образования тяжелых элементов из водорода, указал на процессы, ведущие к образованию элементов тяжелее углерода. Совместно с У. Фаулером и Дж. и Э. М. Бербиджами Фред Хойл рассмотрел нуклеогенезис на ранних этапах развития Солнечной системы, при вспышках сверхновых, в массивных объектах. Считается, что именно Фред Хойл 10 10 Английский астроном, член Лондонского королевского об-ва (1957), его вице-президент в 1970—1971. Р. в Йоркшире. В 1939 окончил Кембриджский ун-т. В 1939—1973 работал в Кембриджском унте (в 1958—1973 – профессор астрономии, в 1967—1973 – директор созданного им Ин-та теоретической астрономии; в 1972 этот ин-т слился с обсерваториями ун-та и образовал Ин-т астрономии Кембриджского унта). С 1969 – профессор астрономии Королевского ин-та Великобритании, с 1972 – почетный профессор-исследователь Манчестерского ун-та и с 1975 – почетный профессор-исследователь Кардиффского ун-та. впервые употребил термин «Большой Взрыв» (Big Bang – большой хлопок), обозначив им модель (теория горячей Вселенной Гамова, Дж. А.), альтернативнуюего собственной.

Несмотря на все « достоинства » теория Большого Взрыва и αβγ-теория не могли объяснить наблюдаемое соотношениеразличных химических элементов во Вселенной, а также образование ядер с малым числом нейтронов. Предпринятая Гамовым попытка развить космологическую идею образования всех атомов на раннем этапе расширения Вселенной (αβγ-теория) путем последовательного присоединения нейтронов и последующими β-распадами не увенчалась успехом вследствие возникшей проблемы « провала масс » – отсутствия в природе ядер с массовыми числами 5 и 8.

Вот почему эта теория была оставлена и уступила место теории образования химических элементов в недрах звезд, разработанной в 1954—1957 годах в основном трудами того же Ф. Хойла, а также У. Фаулера, А. Камерона, и супругами Дж. и Э. М. Бербиджей. По Дж. Бербиджу для того, чтобы в звездах могли образовываться все химические элементы, требуется 8 следующих типов ядерных процессов, детализация:

1. Выгорание H в результате р-р- реакции или C-N-О цикла (цикла Бете). При обоих процессах Н преобразуется в Не. Эти процессы требуют температуры порядка 8·10 6К. Последовательность завершается путем реакций:

либо 3He (α,γ), 7Be (е-,ν); 7Li (ρ,α), 4He,

либо путем 3He (α,γ), 7Be (ρ,γ), 8B (β-,ν), 8Be (α), 4He;

2. Выгорание Hе по реакции 3α→12С. При последующем добавлении α-частиц образуются кислород и неон (16 O и 20 Ne). Этот процесс требует более высокой температуры.

3. Процесс с участием вновь образованных α-частиц, приводящий к образованию из ядер 20 Ne последовательно 24Mg, 28Si, 32S, 36Cl, 40Ca, 44Sc, 48Ti. Для этих превращений требуется еще более высокая температура.

4. Равновесный процесс, который образует элементы в области «железного пика», т.е. 50V, 52Cr, 54Mn, 56Fe, 56Co, 58Ni. Этот равновесный процесс происходит при 4·10 9 К.

5. s-процесс (slow-медленный), являющийся цепной реакцией с захватом нейтронов. Он протекает достаточно медленно для того, чтобы некоторое число β—активных ядер успело распасться, прежде чем произойдет очередной захват нейтрона. В этом процессе образуются ядра вплоть до 200Bi. S-процесс играл важную роль в синтезе элементов Солнечной системы;

6. r-процесс (repid – быстрый) – быстро (менее 100с) протекающая цепная реакция с захватом нейтронов, при которой образуются ядра U, Th, Np, Pu вплоть до Lr;

7. p-процесс. В результате его образуются некоторые редкие тяжелые изотопы, богатые протонами. Он протекает при высоких температурах (≈10 9 К) в реакциях типа (ρ,γ) и (γ,n) с уже существующими тяжелыми изотопами;

8. x-процесс, необходимый для образования ядер дейтерия, Li, Be и B, крайне неустойчивых в условиях звездных недр.

Якобыдоказательством реальности этих процессов являются наблюдения, свидетельствующие, что многим звездам свойственно превращение H в He. При этом в звездах небольших размеров синтезируются и другие легкие ядра начала периодической системы элементов.

По САП тяжелые атомные ядра образуются при звездных взрывах, связанных с определенными катастрофическими этапами жизни гигантских сверхзвезд. Было замечено, что огромные вспышки, сопровождающие такие этапы и соответствующие по яркости свечению сотен тысяч солнц, довольно быстро гаснут. При этом полупериод падения яркости (56 суток) поразительно точно совпадает с периодом полураспада Cf. Не исключено, что в момент взрыва сверхзвезд происходит синтез таких тяжелых ядер, как 254Cf и ему подобных. В пользу этого предположения говорит тот факт, что Cf обнаружен в продуктах взрыва водородных бомб.