Физика ядра и частиц Взаимодействие частиц с веществом
Электромагнитное взаимодействие Кварки Атомное ядро Магнитный дипольный момент ядра Законы радиоактивного распада ядер. Альфа-распад. Бета-распад Естественная радиоактивность

Учебные материалы по ядерной физике, курс физика атомного ядра и частиц

Образование элементов тяжелее железа

    Распространенность элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа A. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов.
    Образование этих элементов в результате взаимодействия заряженных частиц сильно подавлено из-за кулоновского барьера. Фактор, который также необходимо принять во внимание, состоит в том, что большинство тяжелых элементов являются -радиоактивными.
    По современным представлениям тяжелые элементы образуются в реакциях захвата нейтронов. Обычно различают быстрый (r) и медленный (s) процессы захвата нейтронов (от английских слов rapid и slow). Эти два механизма различаются отношением скорости захвата нейтронов (реакция (n, )) к скорости -распада. При условии ()/(n,) << 1 в цепочку процессов образования тяжелых элементов будут вовлечены только стабильные и -радиоактивные ядра с большими периодами полураспада. То есть образование элементов будет происходить вдоль долины -стабильности. Нейтроны добавляются к ядрам последовательно. При этом могут образоваться только сравнительно устойчивые ядра. Ядра с малыми периодами полураспада исчезают раньше, чем они успевают захватить следующий нейтрон. Поэтому ясно, что образование тяжелых элементов должно заканчиваться свинцом и висмутом.

s-процесс. Для того, чтобы в звездах эффективно протекал s-процесс необходимы определенные условия.

  1. Температура вещества T должна быть больше 108 K для того, чтобы могли происходить ядерные реакции с образованием нейтронов.
  2. Плотность нейтронов должна превышать 1010 см-3.
  3. Условия 1 и 2 должны существовать в звезде в течение достаточно продолжительного времени (больше 103 лет), чтобы путем последовательного захвата нейтронов могли образовываться тяжелые ядра.
  4. Продукты s-процесса должны эффективно выноситься во внешнюю оболочку звезды и попадать в межзвездную среду без дальнейших ядерных реакций.

    Основная проблема при описании s - процесса - источник нейтронов. Обычно в качестве источника нейтронов рассматривают две реакции - 13C( ,n)16O и 22Ne( ,n)25Mg. Для протекания первой реакции требуются условия, при которых происходит совместное горение водорода и гелия. В качестве механизма, создающего такие условия, рассматривается соприкосновение конвективной оболочки, в которой происходит горение гелия, с богатой водородом внешней оболочкой.
    Образование нейтронов происходит в следующей цепочке реакций:

12C + p 13N +
13N 13C + e+ + e
13C + 16O + n

(Q = 1.94 МэВ),
(Q = 1.20 МэВ, T1/2=10 мин),
(Q = 2.22 МэВ).

    Реакция 13C + 16O + n эффективно происходит при температуре >108K. Образование нейтронов в реакции 22Ne + 25Mg + n (Q = -0.48 МэВ) зависит от присутствия 14N в зоне горения гелия (последовательный захват двух - частиц и +-распад образовавшегося ядра 22Na превращает ядро 14N в 22Ne). Для этого необходимо, чтобы в первоначальном веществе звезды, в которой происходит горение гелия, уже присутствовал изотоп 14N. Источником ядер 14N является CNO-цикл.
    Дополнительным источником нейтронов с плотностью 109 - 1011 н/см3 при T ~ 108 K могут быть фотоядерные (фотонейтронные) реакции:

13C + 12C + n (Q= -4.95 МэВ),
14N + 13N + n (Q= -10.55 МэВ).

    Роль фотонейтронных реакций возрастает с увеличением температуры.
    Подходящие условия для образования ядер в s - процессе существуют в красных гигантах. За счет s-процесса можно объяснить образование всех элементов вплоть до Z = 83. Ядра с Z = 84-89 не имеют стабильных изотопов и являются радиоактивными. Поэтому в s-процессе преодолеть эту область Z невозможно. В то же время в природе существуют ядра с Z = 90 (торий) и Z = 92 (изотопы урана 235U и 238U). Для объяснения существования этих ядер необходимо предположить их образование в результате быстрого захвата нейтронов нестабильными ядрами в результате r - процесса.

 r-процесс. В настоящее время общепризнано, что многие ядра тяжелее железа, включая все ядра тяжелее 209Bi, образуются в r-процессе путем быстрого последовательного захвата большого количества нейтронов. Главное условие - скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости -распада. Основной механизм захвата нейтронов - реакция (n,). Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (n,) не станет меньше скорости распада изотопа. Образующееся ядро распадается затем в результате - -распада и вновь начинается последовательный захват нейтронов.
    Линия, вдоль которой происходит образование ядер в r - процессе, смещена от дорожки стабильности (трека s-процесса) в направлении нейтронноизбыточных изотопов (рис. 1).


Рис. 1. Треки, вдоль которых идет захват нейтронов в s - и r - процессах. r - Процесс рассчитан для следующих начальных условий: T = 1.8·109 K и n = 1028 нейтронов/см3. Точками отмечена полоса стабильности.

    Один из аргументов в подтверждение r-процесса в звездах - наличие сдвоенных максимумов, коррелирующих с магическими числами нейтронов N = 50, 82 и 126. Как мы уже обсуждали максимумы при A = 90, 138 и 208 характеризуют ядра, образующиеся в s - процессе. Максимумы, расположенные при меньших значениях A = 80, 130 и 195 характеризуют ядра, образующиеся в r - процессе. r - Процесс прекращается, если уменьшаются требуемые концентрации нейтронов или если в последовательной цепочке ядер образуется ядро, распадающееся в результате - распада или деления. Считается, что высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, образуются при вспышках сверхновых звезд.
        Центральная часть звезды содержит большое количество нейтронов и -частиц, образующихся при фоторасщеплении железа 56Fe 13 + 4n на заключительной стадии эволюции. В центре звезды создаются условия для взрывного синтеза элементов. В связи с тем, что плотность вещества сравнима с плотностью ядерной материи, существенную роль будут играть многочастичные ядерные реакции слияния нескольких -частиц и нуклонов типа:

+ + ,
+ + + n,
+ + + p.

При этом легко преодолевается область нестабильных ядер с A = 5 и 8. В результате этих многочастичных реакций в условиях высокой плотности возникают ядра в районе железного пика, на которых и будет происходить r-процесс. Было показано, что удается в едином процессе достаточно хорошо воспроизвести все 3 максимума, образующиеся в результате r-процесса. Более детальные расчеты r-процесса в качестве исходных ядер используют не только ядра района железного пика, но и продукты деления, образующиеся в r-процессе. Эти ядра дают новую цепочку ядер, образующихся в r-процессе.

Античастицы
Связь характеристик частиц и античастиц
Момент количества движения
Пространственная инверсия. Р-четность.
Распады частиц
Взаимные превращения частиц
Кварки, лептоны, калибровочные бозоны
Механизм взаимодействия частиц
Электромагнитное взаимодействие
Лептоны
Электрон
Электронное антинейтрино обнаружено
Тождественны ли нейтрино и антинейтрино?
Мюон. Мюонное нейтрино
Тау-лептон. Тау-нейтрино
Лептонные числа
Кванты слабого взаимодействия (W, Z-бозоны)
Кварки - частицы, из которых состоят адроны
Основные положения модели кварков
Кварковая структура адронов. Барионы. Мезоны
Барионное число B
Изоспин частиц. Изоспиновые мультиплеты
Пи-мезоны
Резонансы. Возбужденные состояния нуклонов
Странные частицы, s-кварк
K-мезоны
Распад лямбда-гиперона
Каскадные гипероны
Омега-минус-гиперон
Очарованные частицы, с-кварк
Нейтрино рождают очарованные частицы
Красивые частицы, b-кварк
Адронные струи
Топ-кварк

КРАТКАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА СВОЙСТВ РАДИОАКТИВНЫХ ИЗЛУЧЕНИЙ Кратко рассмотрим основные свойства радиоактивных излучений, которые помогают зафиксировать определенный вид излучения; ознакомимся с методами радиометрических измерений, с применением этих методов для определения урана, радия, тория и других радиоактивных

Основные вопросы по курсу Физика ядра и частиц