Номер 4, страница 256 - гдз по физике 11 класс учебник Касьянов

Вопросы. § 69. Эволюция звёзд. Глава 9. Эволюция Вселенной - номер 4, страница 256.

4. Какие процессы в звёздах вызывают синтез тяжёлых элементов?

Синтез тяжёлых элементов в звёздах — это сложный многоступенчатый процесс, называемый звёздным нуклеосинтезом. Характер этих процессов зависит от массы звезды и стадии её эволюции. Можно выделить несколько ключевых этапов и механизмов.

1. Нуклеосинтез элементов до железа (Fe)

Эти элементы образуются в ходе термоядерных реакций слияния в недрах звёзд, где высочайшие температура и давление позволяют преодолеть электростатическое отталкивание атомных ядер.

• Горение водорода: Начальный этап жизни любой звезды. Происходит превращение водорода в гелий. В звёздах, подобных Солнцу, преобладает протон-протонный цикл. В более массивных звёздах ($M > 1.5 M_\odot$) — CNO-цикл (углеродно-азотно-кислородный).

• Горение гелия (Тройной альфа-процесс): После выгорания водорода в ядре, оно сжимается и нагревается до температур порядка $10^8$ K. В этих условиях три ядра гелия (альфа-частицы) могут слиться, образуя ядро углерода:

  $3~{}^4\text{He} \rightarrow {}^{12}\text{C} + \gamma$ (энергия)

• Альфа-процесс: При дальнейшем повышении температуры образовавшиеся ядра углерода начинают захватывать альфа-частицы, формируя более тяжёлые элементы:

  ${}^{12}\text{C} + {}^4\text{He} \rightarrow {}^{16}\text{O} + \gamma$

  ${}^{16}\text{O} + {}^4\text{He} \rightarrow {}^{20}\text{Ne} + \gamma$

  ${}^{20}\text{Ne} + {}^4\text{He} \rightarrow {}^{24}\text{Mg} + \gamma$

• Горение углерода, кислорода, кремния: В звёздах с массой более 8 солнечных масс ($M > 8 M_\odot$) последовательно запускаются реакции горения всё более тяжёлых элементов. Это создаёт в звезде слоистую структуру, подобную луковице, где в центре идут реакции с самыми тяжёлыми элементами. Конечным продуктом этих реакций являются элементы группы железа (в основном изотоп $~{}^{56}\text{Fe}$), так как ядро железа-56 обладает одной из самых высоких энергий связи на нуклон. Дальнейший синтез путём слияния ядер становится энергетически невыгодным (реакции становятся эндотермическими, т.е. требуют поглощения энергии).

2. Нуклеосинтез элементов тяжелее железа

Поскольку слияние ядер не может создавать элементы тяжелее железа, их синтез происходит в основном за счёт процессов нейтронного захвата.

• s-процесс (от англ. slow — медленный): Происходит в недрах звёзд-гигантов и сверхгигантов на поздних стадиях их эволюции. В условиях относительно невысокой плотности нейтронов атомные ядра медленно захватывают нейтроны. Если образовавшийся изотоп нестабилен, он успевает претерпеть бета-распад до захвата следующего нейтрона. Таким образом, шаг за шагом, образуется примерно половина всех элементов тяжелее железа, например, стронций (Sr), барий (Ba), свинец (Pb).
• r-процесс (от англ. rapid — быстрый): Этот процесс требует экстремальных условий — очень высокой температуры и колоссальной плотности свободных нейтронов. Такие условия возникают во время катастрофических астрономических событий:
  • Взрывы сверхновых: При гравитационном коллапсе ядра массивной звезды возникает мощнейший поток нейтронов. Ядра вещества, окружающего ядро, захватывают огромное количество нейтронов за очень короткое время (доли секунды), не успевая распасться. Это приводит к образованию очень тяжёлых, перегруженных нейтронами изотопов, которые затем через цепочку бета-распадов превращаются в стабильные ядра самых тяжёлых элементов, таких как золото (Au), платина (Pt), уран (U).
  • Слияния нейтронных звёзд: Сегодня считается, что слияние двух нейтронных звёзд является основным источником элементов, образующихся в r-процессе. При таком слиянии в космос выбрасывается вещество, чрезвычайно богатое нейтронами, что создаёт идеальные условия для r-процесса.

Ответ: Синтез тяжёлых элементов в звёздах происходит в ходе процессов звёздного нуклеосинтеза. Элементы до железа (например, углерод, кислород) образуются в результате термоядерных реакций слияния в недрах звёзд в течение их жизни. Элементы тяжелее железа формируются преимущественно путём захвата нейтронов. Этот захват бывает двух типов: медленный (s-процесс), протекающий в звёздах-гигантах, и быстрый (r-процесс), который происходит во время взрывов сверхновых и при слиянии нейтронных звёзд, создавая самые тяжёлые элементы во Вселенной.