Согласно современным представлениям, образование ядер химических элементов от углерода до группы железа протекает в звездах первого поколения типа красных гигантов. Эти звезды обладают массой, во много раз превышающей массу Солнца. В их центрах температура достигает нескольких сотен миллионов градусов. Это оказывается достаточным для протекания реакций углеродного цикла - слияния ядер гелия в углерод. Ядро углерода, в свою очередь, может присоединить еще одно ядро гелия и образовать ядро кислорода, неона и т.д., вплоть до кремния. Выгорающее ядро красного гиганта сжимается, и температура в нем поднимается до 3-10 миллиардов градусов. В таких условиях реакции объединения продолжаются вплоть до образования ядер железа. Помимо процессов углеродного горения, могут проходить процессы кислородного, неонового и кремниевого горения, то есть термоядерные реакции с участием названных ядер.
Ядро железа - самое устойчивое во всей последовательности химических элементов. Здесь проходит граница, выше которой образование ядер перестает быть источником выделяющейся энергии (как это было в предыдущих реакциях), и протекание реакций с образованием еще более тяжелых ядер требует энергетических затрат.
Синтез атомных ядер, расположенных в таблице Менделеева за группой железа, должен обеспечиваться другим механизмом. Такие нуклиды образуются в рамках трех различных процессов: s-, r-, и p- процессы.
S - процесс. Разработана теория образования в недрах красных гигантов элементов от железа до висмута - в процессах медленного захвата нейтронов.
R - процесс. Тяжелые и сверхтяжелые элементы, находящиеся в таблице Менделеева за висмутом, образуются в процессе, в ходе которого ядро должно быстро последовательно захватить много нейтронов, прежде, чем произойдет его распад. В этом случае начальная концентрация нейтронов в звезде должна быть достаточно большой, Время задержки ядра до начала распада разные ученые оценивают от 0,1 до 30 секунд. Эти реакции в стационарной звезде невозможны. Возможным условием протекания такого процесса являются последствия взрыва сверхновой. При этом распространяющаяся ударная волна инициирует интенсивное протекание ядерных реакций с выделением нейтронов. Однако, известные сейчас модели сверхновых не могут создать достаточного количества нейтронов, чтобы получить полную картину распространенности тяжелых ядер.
P - процесс. Представляет собой образование редких, богатых протонами ядер путем захвата протонов или позитронов, так как ни одним процессом нейтронного захвата эти ядра не могут быть созданы. К таким ядрам можно отнести в первую очередь изотопы олова с массой 111, 112 и 115. Однако физические модели протекания этого процесса в звездах остаются пока не до конца понятными.
Звезды следующих поколений, в том числе и Солнце, с самого начала содержат в своем составе и в составе окружающего их газопылевого облака все элементы, в т.ч. и тяжелые.
Поможем написать любую работу на аналогичную тему