Находки и #наблюдения
Праздник республики Чувашия в г. Ядрин 24 июня 2025

Быстрый процесс захвата нейтронов
Изначально звезда формируется из большого количества водорода (и, возможно, небольшого количества гелия), который, сжимаясь под действием гравитации, запускает реакцию синтеза. Соединяясь, ядра атомов образуют всё более и более тяжёлые элементы, выделяя при этом энергию. Сначала из водорода образуется гелий.
Когда гелия становится всё больше, а водорода всё меньше, звезда теряет энергию и постепенно сжимается, поскольку звезду от гравитационного коллапса удерживает только энергия реакций синтеза. Но при сжатии увеличивается давление, а из-за этого и температура, и в какой-то момент температура достигает уровня, когда возможна уже реакция следующего уровня. Начинается синтез более тяжёлых элементов, по порядку таблицы Менделеева.
И так этот цикл повторяется, пока синтез не дойдёт до элемента с массовым числом 56 (суммарное количество протонов и нейтронов в ядре). После этого реакция синтеза становится невыгодной, поскольку энергия на создание более тяжёлых элементов превышает энергию, которая выделяется при синтезе. Поэтому звезда на этом рубеже просто коллапсирует.
Получается, что большую часть материала, разбрасываемого звездой, из которого потом формируются планеты и всё остальное, составляет элемент с массовым числом 56. Стабильный элемент с таким числом нуклонов, а именно 26 протонов и 30 нейтронов — это Fe, железо. Это самый распространённый элемент во Вселенной тяжелее неона.
Однако элементы тяжелее железа тоже, очевидно, существуют. А появляются они в процессе быстрого захвата нейтронов (rapid process, или r-процесс). Это набор ядерных реакций, в результате которого на свет появляется примерно половина «тяжёлых элементов» — веществ тяжелее железа.
Нейтроны чаще всего захватываются ядрами, которых в веществе больше всего – а это обычно железо-56. «Быстрым» этот захват является в том смысле, что следующий нейтрон должен попасть в ядро быстрее, чем оно испустит предыдущий в результате распада. Так продолжается до тех пор, пока ядро не приблизится к границе стабильности. Логично, что этот процесс может возникать там, где в веществе имеется достаточное количество свободных нейтронов.
Такие условия теоретически требуют наличия 10**24 свободных нейтронов в кубическом сантиметре вещества при температурах порядка 1 ГК – а это примерно один грамм нейтронов на каждый кубический сантиметр. Считается, что подобные условия существуют во время коллапса ядра сверхновой, когда происходит взрывной нуклеосинтез – именно там и рождаются тяжёлые элементы. Также такие условия могут возникать при слиянии нейтронных звёзд в двойных системах.
Противоположностью быстрому захвату нейтронов является процесс медленного захвата нейтронов (s-процесс), происходящий в обычных звёздах. В отличие от r-процесса, синтезирующего тяжёлые ядра, для медленного захвата необходимо наличие определённого количества тяжёлых ядер в веществе. Считается, что вторую половину тяжёлых элементов порождают s-процесс вместе с p-процессом – процессом захвата протонов, который, однако, пока ещё слабо изучен.
#астрономия
#словарь
Источник