Определение слова «НУКЛЕОСИНТЕЗ»

Физический энциклопедический словарь:

(от лат. nucleus — ядро и греч. synthesis — соединение, составление), цепочка ядерных реакций, ведущая к образованию тяжёлых ат. ядер из других, более лёгких ядер. Теория Н. стремится объяснить распространённость (иногда говорят — обилие) хим. элементов и их изотопов в природе. На рис. приведена кривая относит. распространённости хим. элементов. Кривая построена на основе данных о составе земной коры, метеоритов, в-ва Луны, атмосфер Солнца и звёзд (по спектр. наблюдениям), солнечного ветра, космических лучей. Наиболее распространены элементы: Н, Не, С, О, Ne, Mg, Si, S, Ar и Fe; причём на долю водорода и гелия приходится 99,9% в-ва (по массе). Распространённость довольно резко падает до циркония (ат. номер 40), а затем снижается постепенно; ядра с чётным номером количественно преобладают над нечётными ядрами; ядра с числом протонов или нейтронов, равным 2, 8, 14, 20, 28, 50, 82 и 126 (магические ядра), примерно в 10 раз более распространены, чем соседние с ними элементы. Из числа немагич. ядер особенно обилен изотоп 56Fe и соседние с ним элементы (область «железного пика»), в то же время целый ряд ядер (т. н. обойдённые ядра): 74Se, 78Kr, 92Мо, 96Ru и др. имеет распространённость на два порядка меньшую, чем соседние ядра. Эти данные явл. пробным камнем для любой теории происхождения элементов, а также образования и эволюции звёзд, поскольку, согласно совр. взглядам, синтез элементов связан гл. обр. со звёздной стадией эволюции Вселенной. В недрах звёзд протекают термоядерные реакции, в результате к-рых водород и гелий, образовавшиеся на дозвёздной стадии развития Вселенной (в отношении 4Не/1Н»0,1 по числу атомов, (см. КОСМОЛОГИЯ), превращаются в более тяжёлые элементы. В-во звёзд первого поколения, обогащённое тяжёлыми элементами, благодаря процессам истечения в-ва и взрывам звёзд рассеивается в межзвёздной среде и участвует затем в формировании звёзд второго поколения, в недрах к-рых продолжается синтез элементов.
В яд. астрофизике обычно выделяют след. процессы Н.: превращение водорода в гелий по реакциям водородного цикла и углеродного цикла, они служат источником энергии для звёзд главной последовательности, в т. ч. Солнца (см. ЗВЁЗДЫ);, a-п р о ц е с с — совокупность термоядерных реакций, в результате к-рых три ядра гелия образуют ядро углерода 12С, этот углерод может далее реагировать с гелием, давая кислород 12С+4Не®16O, кислород с гелием — неон 20Ne и т. д. вплоть до кремния 28Si; е-п р о ц е с с — образование железа и соседних с ним элементов в области «железного пика» в условиях термодинамич. равновесия при Т = 3•109 — 1010 К.
Относителъная распространённость элементов (число атомов на 106 атомов Si) в зависимости от атомного номера.
Таким путём создаются, по-видимому, лёгкие и средние элементы, включая элементы области «железного пика», за исключением нек-рых лёгких элементов, о к-рых будет сказано ниже. Более тяжёлые элементы образуются, скорее всего, в реакциях под действием нейтронов, а не заряж. ч-ц. Реакции между заряж. ч-цами требуют преодоления энергетич. (кулоновского) барьера. Реакции же под действием нейтронов не имеют энергетич. барьера, но сами нейтроны явл. продуктом др. ядерных процессов, и, как выяснилось при расчётах, малую распространённость ряда элементов можно объяснить нехваткой нейтронов, необходимых для их синтеза. Различают два вида реакций с нейтронами: s-п р о ц е с с — медленный захват нейтронов ядрами, при к-ром часть возникших ядер, неустойчивых относительно бета-распада, всегда распадается прежде, чем успеет присоединиться следующий нейтрон; за счёт s-процесса могут образовываться в выгоревших ядрах звёзд-гигантов элементы до 209Bi; r-п р о ц е с с — быстрый захват нейтронов, при к-ром образовавшееся ядро присоединяет неск. нейтронов до того, как становится настолько неустойчивым, что теряет способность захватывать нейтроны и распадается. Для эффективного протекания r-процесса плотность потока нейтронов должна достигать =1024—1030 нейтрон/(см2•с), что возможно лишь в нач. момент вспышки сверхновой звезды. Особенно интенсивно Н. идёт при вспышках сверхновых звёзд, когда в межзвёздное пр-во выбрасывается много в-ва, содержащего элементы из области «железного пика» и соседних областей, и возникают ч-цы высоких энергий, в т. ч. нейтроны, участвующие в яд. реакциях. В результате r-процесса образуются богатые нейтронами тяжёлые элементы (в т. ч. U, Th) с массовыми числами до 270.
Грубо говоря, r-процессом создаются изотопы, богатые нейтронами, a s-npoцессом — изотопы с относительно большим числом протонов. Изотопы, к-рые не могут быть образованы никакой цепочкой нейтронных захватов (т. е. обойдённые ядра), обладают самым большим числом протонов. Предполагают, что они могли возникнуть при реакциях с участием протонов (р-п р о ц е с с ы). Наконец, образование дейтерия, лития, бериллия и бора связывают с х- п р о ц е с с о м — с реакциями скалывания, в к-рых лёгкие ч-цы (протоны и др.) первичных косм. лучей, сталкиваясь с тяжёлыми ядрами, выбивают из них лёгкие осколки (ядра D, Li, Be, В). Имеются веские основания считать, что обойдённые ядра и указанные выше лёгкие ядра также возникают в процессах нейтринного Н., к-рый возможен в окрестности звёзд, испытывающих гравитац. коллапс и излучающих мощные потоки нейтрино. Ряд минимумов на кривой распространённости элементов в области средних ядер (Ga, As и др.) связан, по-видимому, с недостаточной мощностью природных источников нейтронов. Прямое подтверждение теории Н. должна дать нейтринная астрономия, т. к. по потокам нейтрино из недр Солнца и звёзд можно судить о характере и интенсивности протекающих там термоядерных и ядерных реакций.

Смотреть другие определения →