Научная литература
booksshare.net -> Добавить материал -> Химия -> Хендерсон П. -> "Неорганическая геохимия" -> 16

Неорганическая геохимия - Хендерсон П.

Хендерсон П. Неорганическая геохимия: Пер. с англ.. Под редакцией В. А. Жарикова — М.: Мир, 1985. — 339 c.
Скачать (прямая ссылка): inorg_chem1985.pdf
Предыдущая << 1 .. 10 11 12 13 14 15 < 16 > 17 18 19 20 21 22 .. 134 >> Следующая


I ,1 [_I_) _I__|_I_I-1
О 50 | 100 150 ,' 200 250
Массовое число
Рис. 2.3. Кривая изменения энергии связи (МэВ), приходящейся на нуклон, в зависимости от массового числа |[314].
ситуацией, в которой все нуклоны находятся в связанном состоянии.
К концу стадии горения кислорода главными ядрами становятся 28Э1, 31Р и 3181, а температура достигает величин порядка 2,5-109 К. Этого достаточно для фотодезинтеграции 31Р (у которого энергия связи ниже,, чем у 28Э1) преимущественно путем фотоиспускания протона:
31Р(7. Р)3051,
а далее
зоБ! (7, п) 393!, «Б! (7, п)2^.
Конечный и главный нуклид 2851 также может подвергнуться фотодезинтеграции, но не прежде, чем температура поднимется значительно выше (до — 3 • 109 К).
2.3.4. Равновесный процесс (е-процесс). Условия, превалирующие на последней стадии эволюции звезды, характеризуются высокой температурой и плотностью, способствующей раз
2. «Космическая» распространенность элементов и нуклеосинтез
нообразию ядерных реакций, включая гамма-активационные, такие, как (у, а), (у, р) и (7, п), с относительно тяжелыми, ядрами. На этой стадии образуются элементы группы железа (Сг, Мп, Ре, Со и N1). Их распространенность лучше всего объяснить, если предположить, что в газе имеется статистическое равновесие между ядрами и свободными протонами и нейтронами. Очень трудно предсказать температуру, при которой протекает е-процесс, так как к поверхности звезды направлен значительный поток нейтрино, и полного понимания е-процесса пока еще не ,достигнуто. Конечная доля (по массе) преобладающих ядер зависит от температуры так, как это графически показано на рис. 2.4; таким образом, в настоящее время невозможно предсказать окончательный состав, образующийся в результате е-процесса.
Окончание е-процесса в ядре звезды отмечается прекращением роста энергии за счет ядерных реакций, но продолжающаяся потеря нейтрино ведет к уплотнению ядра и подъему его температуры. Если только звезда не очень мала, подъем температуры будет продолжаться и приведет к фотодезиитеграции «железного пературы и фотодезинтеграции альфа-частиц, сопровождаемой коллапсом ядра. В конце концов ядро звезды может сжаться в крупное скопление нейтронов и образовать низкоэнергетическую нейтронную звезду. Взрыв наружных оболочек этой звезды (вспышка сверхновой) приводит к выбросу в пространство материи, которая затем, возможно, войдет составной частью в материал новой звезды.
2.4. Образование тяжелых элементов. 2.4.1. Реакции нейтронного захвата. Ядерные реакции, которые рассматривались до сих пор, касались образования ядер с массами, меньшими ядра железа, и ядер элементов группы железа. Ядра элементов группы железа, очевидно, образовались на заключительной стадии эволюции звезды, поэтому возникает вопрос: как и когда возникли ядра с большими массами, чем у ядер элементов группы железа, т. е. так называемые тяжелые элементы? Многие
•—

У/
1 V ! 1 V
20 3,0 4,0 5,0 6,0 Температура х 10 , К
7,0
Рис. 2.4. Схематическая диаграмма, изображающая зависимость распространенности главных нуклидов, образовавшихся при горении кремния, от температуры. При относительно низкой температуре и сравнительно медленном горении стабильным нуклидом должен быть 56Ре, а при более высокой температуре становится стабильным 50№. Видна сильная зависимость состава от температуры [65].
пика», дальнейшему росту тем-
46 Часть I
из них, вероятно, образовались в ходе неравновесного процесса, включающего нейтронный захват на стадиях эволюции звезды, предшествующих образованию ядра железа.
При любом обсуждении нуклеосинтеза, включающего п-за-хват, нужно подчеркнуть два момента. Во-первых, так как нейтроны не имеют заряда, для них нет и кулоновского барьера, который надо преодолевать в ядерных реакциях, и по этой причине многие элементы могут легко захватывать нейтроны, к тому же будут делать это тем легче, чем ниже энергия нейтронов. Во-вторых, на очень ранних стадиях эволюции звезды, вероятно, нет пригодных для реакции нейтронов. Одним из возможных источников нейтронов является следующая реакция [18]:
22Ne(a, n)25Mg.
22Ne легко получается из 14N захватом двух альфа-частиц на стадии горения водорода. Конечно, 14N — главный продукт в двойном CNO-цикле. Другими возможными реакциями (в которых участвуют также нуклиды, образованные в двойном CNO-цикле) являются следующие:
13С(сб, п)160, 170 (а, п) 20Ne, 2ЧЧе (а, n) 24Mg.
При бомбардировке нуклида нейтронами он может претерпеть (п, 7) -ядерную реакцию и таким образом превратиться в более тяжелый изотоп того же элемента. Этот вновь образовавшийся изотоп может в свою очередь вступить в реакцию типа (п, 7) и дать другой изотоп, и процесс будет продолжаться до тех пор, пока не образуется радиоактивный изотоп. То, что происходит на этой стадии, определяется интенсивностью нейтронного потока. С одной стороны, если нейтронный поток очень низок, настолько, что бета-распад радиоактивного изотопа более вероятен, чем захват другого нейтрона, то при распаде радиоактивного изотопа возникнет тенденция к образованию изобара с атомным числом Z+1. С другой стороны, если поток велик, возникает большая вероятность захвата изотопом другого нейтрона, прежде чем произойдет его распад. Первый путь называется s-процессом, потому что скорость нейтронного захвата медленная (slow) по сравнению со скоростью бета-распада, а второй— г-процессом, потому что скорость нейтронного захвата быстрая (rapid).
Предыдущая << 1 .. 10 11 12 13 14 15 < 16 > 17 18 19 20 21 22 .. 134 >> Следующая

Реклама

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed

Есть, чем поделиться? Отправьте
материал
нам
Авторские права © 2009 BooksShare.
Все права защищены.
Rambler's Top100

c1c0fc952cf0704ad12d6af2ad3bf47e03017fed