Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес
оригинального документа
: http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/n09.htm
Дата изменения: Thu Apr 24 12:57:46 2014
Дата индексирования: Sun Apr 10 01:51:31 2016
Кодировка: Windows-1251
9. РЕАКЦИИ ПОД ДЕЙСТВИЕМ НЕЙТРОНОВ. s-ПРОЦЕСС.
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 τβ/τ(n,γ) << 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. На рис. 29
показана схема образования тяжелых элементов в
s-процессе. В s-процесс вовлечены также некоторые --радиоактивные
ядра, имеющие большой период полураспада. За
исходное ядро взято 56Fe. Показаны изотопы,
которые могут образоваться при медленном
захвате нейтронов от Z = 26 (Fe) до Z = 33 (As).
По современным представлениям
примерно половина наблюдаемого количества
элементов с A > 60 образуется в результате
s-процесса.
Рис. 29. Образование элементов в s - процессе.
Медленный s-процесс происходит в
оболочках красных гигантов. Конкретный набор
изотопов и соотношение между ними, получающееся
в реакциях медленного захвата нейтронов, зависит
от соотношения скоростей процессов β-распада
и захвата нейтронов.
При условии τβ/τ(n,γ)
>> 1 в процесс образования тяжелых элементов
будет дополнительно вовлечено большое
количество β-радиоактивных элементов с
короткими периодами полураспада (так называемое
'образование r-элементов').
Теоретические оценки показывают, что
для протекания s - процесса достаточно плотности
нейтронов 1010 н/см3. В качестве
исходных ядер, из которых в результате
последовательного захвата нейтронов будут
образовываться тяжелые элементы, можно выбрать
ядра 'железного пика'. При плотности нейтронов
1010 н/см3 полное время облучения,
необходимое для образования свинца из железа,
составляет около 103 лет. Выбор в качестве
исходного материала более легких ядер
наталкивается на большие трудности. Во-первых,
чем легче исходное ядро, тем большее число
нейтронов должно быть захвачено и время
образования тяжелых элементов существенно
увеличивается. Во-вторых, отсутствие стабильных
ядер с A = 5 и A = 8 приводит к тому, что этот рубеж
нельзя перейти путем последовательного захвата
нейтронов. В - третьих, сечение радиационного
захвата нейтронов для ядер 12C, 16O и 40Ca
составляет крайне малую величину и
следовательно время образования тяжелых
элементов должно увеличиваться на несколько
порядков. Эти аргументы наиболее существенны для
выбора в качестве исходных нуклидов ядер области
'железного пика'.
Наиболее важным аргументом в пользу
механизма образования тяжелых элементов в
реакциях захвата нейтронов является следующий.
Оказывается, что произведение сечения захвата
нейтронов σn,γ(A)
с энергией 25 - 50 кэВ на распространенность ядер n(A)
долины β-стабильности является
монотонно меняющейся величиной, в то время как
сечение σn,γреакции (n,γ) и распространенность элементов сильно
варьируется от ядра к ядру. Объяснить эту
закономерность можно следующим образом.
Изменение числа n(A) ядер с массовым числом A
описывается уравнением:
dn(A)/dt = kn(A-1)σn,γ(A-1) - kn(A)σn,γ(A),
(34)
где k - поток нейтронов. Если процесс
стационарный, то dn(A)/dt = 0. Отсюда получаем:
n(A-1)σn,γ(A-1) = n(A)σn,γ(A) = const
(35)
Из соотношения (35) следует, что чем
меньше сечение радиационного захвата нейтронов,
тем больше должна быть распространенность
элемента, образующегося в s-процессе. В частности,
это объясняет почему ядра с магическими числами N
и Z встречаются чаще (рис. 8). Связано это с тем, что
для магических ядер величина сечения
радиационного захвата нейтронов падает на
порядок по сравнению с соседними немагическими.
Малые величины сечений захвата нейтронов в
случае ядер с заполненными оболочками
обусловлены в свою очередь следующей причиной. В
области малых энергий нейтронов En ~ kT ~ 10 - 100
кэВ сечение радиационного захвата нейтронов σn,γ ~
Гγ/D, где Гγ - радиационные ширины резонансов, а D
- среднее расстояние между резонансами. Величина Гγ
слабо меняется для соседних ядер, так как зависит
от большого числа всевозможных переходов на
низколежащие состояния. В то же время величина D
резко возрастает для магических ядер.
В распространенности элементов должны
также наблюдаться максимумы при A = 90, 138 и 208,
соответствующие заполнению нейтронных оболочек
с N = 50, 82 и 126. В кривой распространенности
элементов легко обнаруживаются эти максимумы.
s - Процесс имеет надежное
экспериментальное подтверждение. На рис. 30
показано произведение сечения захвата σ ≡ σnγ нейтронов
ядрами при En ~ 30 кэВ на распространенность
нуклидов n, образующихся в s-процессе. В
соответствии с предсказанием модели,
опирающейся на механизм медленного
последовательного захвата нейтронов,
произведение n ћσ действительно близко к константе на
некоторых участках (A = 90 - 130, 140 - 190), как это и
следует из соотношения (35).
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.
Рис. 30. Экспериментальная зависимость n от
массового числа A для элементов Солнечной
системы.
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:
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).
(37)
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.