Образование атомных ядер из элементарных частиц связанное состояние протона и нейтрона — дейтрон, страница 7

В земных условиях химические элементы почти не претерпевают изменений; долгое время их атомы считались основными «кирпичиками» вещества вообще. В межзвездной пыли, разреженной и холодной, ядерные реакции, сопровождающиеся образованием тяжелых элементов, не могут протекать. Согласно современным представлениям, единственным местом «массового производства» тяжелых атомных ядер могут быть центральные области звезд. Мы уже упоминали в этой главе о реакциях синтеза протонов, которые приводят к образованию в недрах звезд ядер гелия.

Наше Солнце находится в настоящее время в относительно ранней стадии своей эволюции: по теоретическим оценкам, оно не прошло еще и трети своего «жизненного пути». Температура в центре Солнца, состоящем преимущественно из ионизованных, плотно сжатых атомов водорода, т. е. смеси протонов и электронов, достигает 13 млн. градусов. Реакции слияния протонов с последующим образованием ядер дейтерия, трития, гелия-3 и гелия-4, по-видимому, будут протекать в недрах Солнца еще около 10 млрд. лет. У звезд с массой, более чем в 1,5 раза превышающей массу Солнца, после того, как полностью исчерпываются запасы водорода, наступает период гравитационного сжатия; в результате центральные области звезды, состоящие теперь преимущественно из ядер гелия и свободных электронов, нагреваются до температуры выше 100 млн. градусов. При такой температуре ядра гелия обладают столь высокой энергией, что при столкновениях они могут сближаться до расстояний, при которых происходят сильные взаимодействия. При слиянии ядер гелия возникают прежде всего ядра углерода ¹²₆С, при этом высвобождается энергия (см. диаграмму на рис. 41). Когда запасы гелия также полностью исчерпаются, звезда вновь сжимается под воздействием гравитационных сил; при этом центральные области нагреваются до еще более высокой температуры и из ядер углерода, а также оставшихся ядер гелия возникают более тяжелые элементы. Последовательное «сжигание» легких ядер и рост температуры центральной области звезды продолжается далее (рис. 44) — пока не возникают стабильные ядра. К их числу, в частности, принадлежат ядра железа.

Так температура в центре достаточно массивной звезды постепенно достигает 4 млрд. градусов. При такой температуре начинаются реакции, в которых образуются и самые тяжелые ядра. При слиянии ядер, масса которых меньше, чем в точке минимума на рис. 41, продолжает выделяться энергия; однако гигантские температуры приводят к тому, что в активном центре звезды тяжелые ядра начинают распадаться в результате столкновений с другими ядрами и под воздействием гамма-излучения очень высокой энергии. Деление ядер с массовым числом 60—80 представляет собой эндотермическую (т. е. идущую с поглощением энергии) ядерную реакцию. В таких реакциях поглощается энергия, которая выделяется при слиянии легких ядер.

При дальнейшем повышении температуры в центре звезды устанавливается динамическое равновесие между реакциями синтеза и распада: распадается такое же количество ядер, какое возникает за то же время в реакциях синтеза,— таким образом, число различных видов ядер в центре звезды как бы стабилизируется. При этом распространенность различных видов ядер приблизительно следует кривой на рис. 41, но, наоборот, минимуму кривой соответствует максимальное относительное содержание ядер. На такой стадии смесь ядер в недрах звезды все еще обладает значительным (потенциальным) запасом ядерной энергии; имеется определенный запас легких ядер, способных участвовать в реакциях синтеза, а также очень тяжелых ядер, которые могут давать энергию за счет реакций деления; ядерные реакции продолжаются, но избыточная энергия больше не выделяется. Это приводит к постепенному сжатию звезды; в конце концов под воздействием гигантского давления в центральной области разрушаются электронные оболочки атомов — звезда переходит в класс так называемых белых карликов.