Нуклеосинтез: формирование атомных ядер во Вселенной.

Введение

Процесс, при котором создаются новые атомные ядра из уже существующих нуклонов, в первую очередь протонов и нейтронов.

Нуклеосинтез – это процесс создания новых атомных ядер из уже существующих нуклонов (протонов и нейтронов) и ядер. Согласно современным теориям, первые ядра образовались спустя несколько минут после Большого взрыва в результате ядерных реакций, известных как нуклеосинтез Большого взрыва. Примерно через 20 минут Вселенная расширилась и остыла до такой степени, что высокоэнергетические столкновения между нуклонами прекратились, и произошли лишь самые быстрые и простые реакции, оставив во Вселенной в основном водород и гелий. Остальное – это незначительное количество других элементов, таких как литий и изотоп водорода – дейтерий. Нуклеосинтез в звездах и их взрывах впоследствии привел к образованию разнообразия элементов и изотопов, которые мы наблюдаем сегодня, в процессе, называемом космической химической эволюцией. Общее количество массы элементов тяжелее водорода и гелия (которые астрофизики называют «металлами») остается небольшим (несколько процентов), поэтому состав Вселенной в целом практически не изменился. Звезды синтезируют более тяжелые элементы из легких в своих ядрах, выделяя энергию в процессе, известном как звездный нуклеосинтез. Реакции ядерного синтеза создают многие легкие элементы, вплоть до железа и никеля в самых массивных звездах. Продукты звездного нуклеосинтеза остаются заключенными в звездных ядрах и остатках, если их не выбрасывают звездные ветры и взрывы. Реакции захвата нейтронов r-процесса и s-процесса создают более тяжелые элементы, начиная с железа. Нуклеосинтез в сверхновых звездах в значительной степени ответственен за образование элементов между кислородом и рубидием: за счет выброса элементов, образовавшихся в ходе звездного нуклеосинтеза; посредством взрывного нуклеосинтеза во время взрыва сверхновой; и посредством r-процесса (поглощения множества нейтронов) во время взрыва. Слияния нейтронных звезд – недавно открытый важный источник элементов, образующихся в r-процессе. При столкновении двух нейтронных звезд может быть выброшено значительное количество вещества, богатого нейтронами, которое затем быстро формирует тяжелые элементы. Спалляция космических лучей – это процесс, при котором космические лучи сталкиваются с ядрами и разрушают их. Это важный источник легких ядер, особенно 3He, 9Be и 10,11B, которые не образуются в ходе звездного нуклеосинтеза. Спалляция космических лучей может происходить в межзвездной среде, на астероидах и метеоритах, или на Земле в атмосфере или в земной коре. Это способствует образованию на Земле космогенных нуклидов. На Земле новые ядра также образуются в результате радиогенеза – распада долгоживущих, первичных радионуклидов, таких как уран, торий и калий-40.

Nucleosynthesis is the process that creates new atomic nuclei from pre existing nucleons (protons and neutrons) and nuclei. According to current theories, the first nuclei were formed a few minutes after the Big Bang, through nuclear reactions in a process called Big Bang nucleosynthesis. After about 20 minutes, the universe had expanded and cooled to a point at which these high energy collisions among nucleons ended, so only the fastest and simplest reactions occurred, leaving our universe containing hydrogen and helium. The rest is traces of other elements such as lithium and the hydrogen isotope deuterium. Nucleosynthesis in stars and their explosions later produced the variety of elements and isotopes that we have today, in a process called cosmic chemical evolution. The amounts of total mass in elements heavier than hydrogen and helium (called 'metals' by astrophysicists) remains small (few percent), so that the universe still has approximately the same composition. Stars fuse light elements to heavier ones in their cores, giving off energy in the process known as stellar nucleosynthesis. Nuclear fusion reactions create many of the lighter elements, up to and including iron and nickel in the most massive stars. Products of stellar nucleosynthesis remain trapped in stellar cores and remnants except if ejected through stellar winds and explosions. The neutron capture reactions of the r process and s process create heavier elements, from iron upwards. Supernova nucleosynthesis within exploding stars is largely responsible for the elements between oxygen and rubidium: from the ejection of elements produced during stellar nucleosynthesis; through explosive nucleosynthesis during the supernova explosion; and from the r process (absorption of multiple neutrons) during the explosion. Neutron star mergers are a recently discovered major source of elements produced in the r process. When two neutron stars collide, a significant amount of neutron rich matter may be ejected which then quickly forms heavy elements. Cosmic ray spallation is a process wherein cosmic rays impact nuclei and fragment them. It is a significant source of the lighter nuclei, particularly 3He, 9Be and 10,11B, that are not created by stellar nucleosynthesis. Cosmic ray spallation can occur in the interstellar medium, on asteroids and meteoroids, or on Earth in the atmosphere or in the ground. This contributes to the presence on Earth of cosmogenic nuclides. On Earth new nuclei are also produced by radiogenesis, the decay of long lived, primordial radionuclides such as uranium, thorium, and potassium 40.

Хронология

Считается, что сами первобытные нуклоны образовались из кварк-глюонной плазмы около 13,8 миллиардов лет назад во время Большого взрыва, когда она остыла ниже двух триллионов градусов. Через несколько минут, начиная с протонов и нейтронов, образовались ядра до лития и бериллия (оба с массовым числом 7), но почти никаких других элементов. Некоторое количество бора могло образоваться в это время, но процесс остановился до того, как смог сформироваться значительный углерод, поскольку для этого элемента требуется гораздо более высокое произведение плотности гелия и времени, чем было доступно в короткий период нуклеосинтеза Большого взрыва. Этот процесс синтеза по сути прекратился примерно через 20 минут из-за падения температуры и плотности по мере расширения Вселенной. Этот первый процесс, нуклеосинтез Большого взрыва, был первым типом нуклеогенеза, произошедшим во Вселенной, создавшим так называемые первобытные элементы. Звезда, сформировавшаяся в ранней Вселенной, производит более тяжелые элементы, объединяя более легкие – нуклидный водород, гелий, литий, бериллий и бор, которые присутствовали в исходном составе межзвездной среды и, следовательно, звезды. Поэтому межзвездный газ содержит уменьшающееся количество этих легких элементов, присутствующих лишь благодаря их нуклеосинтезу во время Большого взрыва, а также расщеплению космических лучей. Считается, что эти более легкие элементы в современной Вселенной были созданы в течение миллиардов лет в результате распада более тяжелых элементов в межзвездном газе и пыли под воздействием космических лучей (в основном протонов высокой энергии). Фрагменты этих столкновений космических лучей включают гелий-3 и стабильные изотопы легких элементов лития, бериллия и бора. Углерод не образовался в Большом взрыве, но был произведен позже в более массивных звездах посредством тройного альфа-процесса. Последующий нуклеосинтез более тяжелых элементов (Z ≥ 6, углерода и тяжелее) требует экстремальных температур и давлений, существующих внутри звезд и сверхновых. Эти процессы начались, когда водород и гелий, образовавшиеся в результате Большого взрыва, сколлапсировали в первые звезды примерно через 500 миллионов лет. Звездообразование непрерывно происходит в галактиках с тех пор. Первичные нуклиды были созданы нуклеосинтезом Большого взрыва, звездным нуклеосинтезом, нуклеосинтезом сверхновых и нуклеосинтезом в экзотических событиях, таких как столкновения нейтронных звезд. Другие нуклиды, такие как аргон, образовались позже в результате радиоактивного распада. На Земле смешивание и испарение изменили первоначальный состав до так называемого естественного земного состава. Тяжелые элементы, образовавшиеся после Большого взрыва, имеют атомные номера от Z = 6 (углерод) до Z = 94 (плутоний). Синтез этих элементов происходит посредством ядерных реакций, включающих сильное и слабое взаимодействия между ядрами, и называется ядерным синтезом (включая как быстрый, так и медленный захват нескольких нейтронов), а также включает ядерное деление и радиоактивные распады, такие как бета-распад. Стабильность атомных ядер различных размеров и состава (то есть количества нейтронов и протонов) играет важную роль в возможных реакциях между ядрами. Поэтому космический нуклеосинтез изучается исследователями в области астрофизики и ядерной физики ("ядерная астрофизика").

It is thought that the primordial nucleons themselves were formed from the quark–gluon plasma around 13.8 billion years ago during the Big Bang as it cooled below two trillion degrees. A few minutes afterwards, starting with only protons and neutrons, nuclei up to lithium and beryllium (both with mass number 7) were formed, but hardly any other elements. Some boron may have been formed at this time, but the process stopped before significant carbon could be formed, as this element requires a far higher product of helium density and time than were present in the short nucleosynthesis period of the Big Bang. That fusion process essentially shut down at about 20 minutes, due to drops in temperature and density as the universe continued to expand. This first process, Big Bang nucleosynthesis, was the first type of nucleogenesis to occur in the universe, creating the so called primordial elements. A star formed in the early universe produces heavier elements by combining its lighter nucleihydrogen, helium, lithium, beryllium, and boronwhich were found in the initial composition of the interstellar medium and hence the star. Interstellar gas therefore contains declining abundances of these light elements, which are present only by virtue of their nucleosynthesis during the Big Bang, and also cosmic ray spallation. These lighter elements in the present universe are therefore thought to have been produced through thousands of millions of years of cosmic ray (mostly high energy proton) mediated breakup of heavier elements in interstellar gas and dust. The fragments of these cosmic ray collisions include helium 3 and the stable isotopes of the light elements lithium, beryllium, and boron. Carbon was not made in the Big Bang, but was produced later in larger stars via the triple alpha process. The subsequent nucleosynthesis of heavier elements (Z ≥ 6, carbon and heavier elements) requires the extreme temperatures and pressures found within stars and supernovae. These processes began as hydrogen and helium from the Big Bang collapsed into the first stars after about 500 million years. Star formation has been occurring continuously in galaxies since that time. The primordial nuclides were created by Big Bang nucleosynthesis, stellar nucleosynthesis, supernova nucleosynthesis, and by nucleosynthesis in exotic events such as neutron star collisions. Other nuclides, such as Ar, formed later through radioactive decay. On Earth, mixing and evaporation has altered the primordial composition to what is called the natural terrestrial composition. The heavier elements produced after the Big Bang range in atomic numbers from Z = 6 (carbon) to Z = 94 (plutonium). Synthesis of these elements occurred through nuclear reactions involving the strong and weak interactions among nuclei, and called nuclear fusion (including both rapid and slow multiple neutron capture), and include also nuclear fission and radioactive decays such as beta decay. The stability of atomic nuclei of different sizes and composition (i. e. numbers of neutrons and protons) plays an important role in the possible reactions among nuclei. Cosmic nucleosynthesis, therefore, is studied among researchers of astrophysics and nuclear physics ("nuclear astrophysics").

История теории нуклеосинтеза

Первые идеи о нуклеосинтезе сводились к тому, что химические элементы были созданы в начале Вселенной, но никакого рационального физического сценария для этого идентифицировать не удалось. Постепенно стало ясно, что водород и гелий значительно превосходят по распространенности все остальные элементы. Все остальные элементы составляют менее 2% массы Солнечной системы, а также других звездных систем. Одновременно стало очевидно, что кислород и углерод – два следующих наиболее распространенных элемента, а также что наблюдается общая тенденция к высокому обилию легких элементов, особенно тех, чьи изотопы состоят из целых чисел ядер гелия-4 (альфа-нуклидов). В 1920 году Артур Стэнли Эддингтон первым предположил, что звезды получают энергию в результате синтеза водорода в гелий, и высказал предположение, что более тяжелые элементы также могут образовываться в звездах. Эта идея не получила широкого признания, поскольку ядерные механизмы не были понятны. В годы, непосредственно предшествовавшие Второй мировой войне, Ханс Бете впервые прояснил ядерные механизмы, посредством которых водород превращается в гелий. Работы Фреда Хойла по нуклеосинтезу более тяжелых элементов в звездах начались сразу после Второй мировой войны. Его работы объяснили образование всех более тяжелых элементов, начиная с водорода. Хойл предположил, что водород непрерывно создается во Вселенной из вакуума и энергии, без необходимости в каком-либо начальном моменте. Работы Хойла объяснили, как обилие элементов увеличивалось со временем по мере старения галактики. Впоследствии концепция Хойла была расширена в 1960-х годах благодаря вкладу Уильяма А. Фаулера, Аластера Г. В. Камерона и Дональда Д. Клейтона, а затем и многих других исследователей. Знаменитая обзорная статья 1957 года Э. М. Бербиджа, Г. Р. Бербиджа, Фаулера и Хойла является общепризнанным резюме состояния области знаний в 1957 году. В этой статье были определены новые процессы превращения одного тяжелого ядра в другое внутри звезд, процессы, которые могли быть задокументированы астрономами. Сам Большой взрыв был предложен в 1931 году, задолго до этого периода, Жоржем Лемэтром, бельгийским физиком, который предположил, что наблюдаемое расширение Вселенной во времени подразумевает, что Вселенная, если ее рассматривать в обратном направлении во времени, продолжала бы сжиматься до тех пор, пока не достигла бы предела. Это привело бы всю массу Вселенной к единственной точке, к "первобытному атому", к состоянию, предшествующему существованию времени и пространства. Хойлу приписывают введение термина "Большой взрыв" во время радиопередачи BBC в 1949 году, где он заявил, что теория Леметра "основана на гипотезе о том, что вся материя во Вселенной была создана в один Большой взрыв в определенный момент в далеком прошлом". Широко распространено мнение, что Хойл намеревался использовать этот термин в уничижительном смысле, но он явно отрицал это, утверждая, что это всего лишь яркий образ, призванный подчеркнуть разницу между двумя моделями. Модель Леметра была необходима для объяснения существования дейтерия и нуклидов между гелием и углеродом, а также фундаментально высокого содержания гелия, присутствующего не только в звездах, но и в межзвездном пространстве. В конечном итоге, для объяснения элементного состава Вселенной потребовались бы модели нуклеосинтеза как Леметра, так и Хойла. Целью теории нуклеосинтеза является объяснение огромных различий в обилии химических элементов и их различных изотопов с точки зрения естественных процессов. Основным стимулом для развития этой теории была форма графика, отображающего обилие элементов в зависимости от их атомного номера. Эти обилие, при графическом изображении в зависимости от атомного номера, имеют зубчатую структуру, изменяющуюся в диапазоне до десяти миллионов раз. Важным стимулом для исследований в области нуклеосинтеза стала таблица обилий, созданная Хансом Сюссом и Гарольдом Юри, основанная на нефрационированном обилии нелетучих элементов, обнаруженных в непродолжительно эволюционировавших метеоритах. Подобный график обилий представлен ниже в логарифмическом масштабе, где резко выраженная зубчатая структура визуально сглаживается за счет большого диапазона значений, охватываемых по вертикальной оси графика.

The first ideas on nucleosynthesis were simply that the chemical elements were created at the beginning of the universe, but no rational physical scenario for this could be identified. Gradually it became clear that hydrogen and helium are much more abundant than any of the other elements. All the rest constitute less than 2% of the mass of the Solar System, and of other star systems as well. At the same time it was clear that oxygen and carbon were the next two most common elements, and also that there was a general trend toward high abundance of the light elements, especially those with isotopes composed of whole numbers of helium 4 nuclei (alpha nuclides). Arthur Stanley Eddington first suggested in 1920, that stars obtain their energy by fusing hydrogen into helium and raised the possibility that the heavier elements may also form in stars. This idea was not generally accepted, as the nuclear mechanism was not understood. In the years immediately before World War II, Hans Bethe first elucidated those nuclear mechanisms by which hydrogen is fused into helium. Fred Hoyle's original work on nucleosynthesis of heavier elements in stars, occurred just after World War II. His work explained the production of all heavier elements, starting from hydrogen. Hoyle proposed that hydrogen is continuously created in the universe from vacuum and energy, without need for universal beginning. Hoyle's work explained how the abundances of the elements increased with time as the galaxy aged. Subsequently, Hoyle's picture was expanded during the 1960s by contributions from William A. Fowler, Alastair G. W. Cameron, and Donald D. Clayton, followed by many others. The seminal 1957 review paper by E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, Fowler and Hoyle is a well known summary of the state of the field in 1957. That paper defined new processes for the transformation of one heavy nucleus into others within stars, processes that could be documented by astronomers. The Big Bang itself had been proposed in 1931, long before this period, by Georges Lemaître, a Belgian physicist, who suggested that the evident expansion of the Universe in time required that the Universe, if contracted backwards in time, would continue to do so until it could contract no further. This would bring all the mass of the Universe to a single point, a "primeval atom", to a state before which time and space did not exist. Hoyle is credited with coining the term "Big Bang" during a 1949 BBC radio broadcast, saying that Lemaître's theory was "based on the hypothesis that all the matter in the universe was created in one big bang at a particular time in the remote past." It is popularly reported that Hoyle intended this to be pejorative, but Hoyle explicitly denied this and said it was just a striking image meant to highlight the difference between the two models. Lemaître's model was needed to explain the existence of deuterium and nuclides between helium and carbon, as well as the fundamentally high amount of helium present, not only in stars but also in interstellar space. As it happened, both Lemaître and Hoyle's models of nucleosynthesis would be needed to explain the elemental abundances in the universe. The goal of the theory of nucleosynthesis is to explain the vastly differing abundances of the chemical elements and their several isotopes from the perspective of natural processes. The primary stimulus to the development of this theory was the shape of a plot of the abundances versus the atomic number of the elements. Those abundances, when plotted on a graph as a function of atomic number, have a jagged sawtooth structure that varies by factors up to ten million. A very influential stimulus to nucleosynthesis research was an abundance table created by Hans Suess and Harold Urey that was based on the unfractionated abundances of the non volatile elements found within unevolved meteorites. Such a graph of the abundances is displayed on a logarithmic scale below, where the dramatically jagged structure is visually suppressed by the many powers of ten spanned in the vertical scale of this graph.

Процессы

Существует ряд астрофизических процессов, которые, как считается, ответственны за нуклеосинтез. Большинство из них происходят внутри звёзд, а последовательность этих процессов ядерного синтеза известна как протон-протонный цикл и CNO-цикл (сжигание водорода), сжигание гелия, сжигание углерода, сжигание неона, сжигание кислорода и сжигание кремния. Эти процессы способны создавать элементы вплоть до железа и никеля включительно. Это область нуклеосинтеза, в которой образуются изотопы с наибольшей энергией связи на нуклон. Более тяжёлые элементы могут формироваться внутри звёзд посредством захвата нейтронов, известного как s-процесс, или в взрывных средах, таких как сверхновые и слияния нейтронных звёзд, посредством ряда других процессов. Некоторые из этих процессов включают r-процесс, связанный с быстрым захватом нейтронов, rp-процесс и p-процесс (иногда называемый гамма-процессом), который приводит к фотодизинтеграции существующих ядер.

Нуклеосинтез Большого взрыва

Нуклеосинтез Большого взрыва произошел в течение первых трех минут после начала существования Вселенной и отвечает за большую часть распространенности (протия), (D, дейтерия), (гелия-3) и (гелия-4). Хотя гелий-4 продолжает образовываться в результате звездного синтеза и альфа-распада, а следовые количества дейтерия – в результате осколочного распада и некоторых видов радиоактивного распада, считается, что большая часть массы изотопов во Вселенной была создана в Большом взрыве. Ядра этих элементов, а также некоторых лития и бора, сформировались между 100 и 300 секундами после Большого взрыва, когда первичная кварк-глюонная плазма перешла в состояние протонов и нейтронов. Из-за очень короткого периода, в течение которого происходил нуклеосинтез, до того как он был остановлен расширением и охлаждением (около 20 минут), не могли образоваться элементы тяжелее бериллия (или, возможно, бора). Элементы, образовавшиеся в это время, находились в состоянии плазмы и перешли в состояние нейтральных атомов лишь значительно позже.

Звездный нуклеосинтез

Звездный нуклеосинтез — это ядерный процесс, в ходе которого образуются новые ядра. Он происходит в звездах в процессе их эволюции и отвечает за галактическое обилие элементов от углерода до железа. Звезды — это термоядерные реакторы, в которых водород и гелий сливаются в более тяжелые ядра при постоянно возрастающих температурах по мере изменения состава ядра. Особое значение имеет углерод, поскольку его образование из гелия является узким местом во всем процессе. Углерод образуется посредством тройного альфа-процесса во всех звездах. Углерод также является основным элементом, вызывающим высвобождение свободных нейтронов внутри звезд, что приводит к s-процессу, в котором медленное поглощение нейтронов превращает железо в элементы тяжелее железа и никеля. Продукты звездного нуклеосинтеза обычно рассеиваются в межзвездном газе в результате эпизодов потери массы и звездного ветра маломассивных звезд. События потери массы можно наблюдать сегодня на стадии планетарной туманности в эволюции маломассивных звезд, а также в виде взрывного завершения жизни звезд, называемых сверхновыми, масса которых превышает восемь солнечных масс. Первым прямым доказательством того, что нуклеосинтез происходит в звездах, стало астрономическое наблюдение обогащения межзвездного газа тяжелыми элементами с течением времени. В результате звезды, образовавшиеся позже в галактике, формируются с гораздо более высоким начальным содержанием тяжелых элементов, чем те, что образовались раньше. Обнаружение технеция в атмосфере красного гиганта в 1952 году с помощью спектроскопии предоставило первые доказательства ядерной активности внутри звезд. Поскольку технеций радиоактивен и имеет период полураспада, значительно меньший, чем возраст звезды, его обилие должно отражать его недавнее образование внутри этой звезды. Не менее убедительным доказательством звездного происхождения тяжелых элементов является значительное избыточное содержание определенных стабильных элементов, обнаруженное в атмосферах звезд асимптотической ветви гигантов. Наблюдение содержания бария, в 20–50 раз превышающего содержание в неэволюционировавших звездах, свидетельствует о протекании s-процесса в таких звездах. Многие современные доказательства звездного нуклеосинтеза предоставляются изотопным составом звездной пыли — твердых зерен, которые конденсировались из газов отдельных звезд и были извлечены из метеоритов. Звездная пыль является одним из компонентов космической пыли и часто называется пресолнечными зернами. Измеренные изотопные составы в зернах звездной пыли демонстрируют многие аспекты нуклеосинтеза внутри звезд, из которых зерна конденсировались во время эпизодов потери массы на поздних стадиях жизни звезды.

Stellar nucleosynthesis is the nuclear process by which new nuclei are produced. It occurs in stars during stellar evolution. It is responsible for the galactic abundances of elements from carbon to iron. Stars are thermonuclear furnaces in which H and He are fused into heavier nuclei by increasingly high temperatures as the composition of the core evolves. Of particular importance is carbon because its formation from He is a bottleneck in the entire process. Carbon is produced by the triple alpha process in all stars. Carbon is also the main element that causes the release of free neutrons within stars, giving rise to the s process, in which the slow absorption of neutrons converts iron into elements heavier than iron and nickel. The products of stellar nucleosynthesis are generally dispersed into the interstellar gas through mass loss episodes and the stellar winds of low mass stars. The mass loss events can be witnessed today in the planetary nebulae phase of low mass star evolution, and the explosive ending of stars, called supernovae, of those with more than eight times the mass of the Sun. The first direct proof that nucleosynthesis occurs in stars was the astronomical observation that interstellar gas has become enriched with heavy elements as time passed. As a result, stars that were born from it late in the galaxy, formed with much higher initial heavy element abundances than those that had formed earlier. The detection of technetium in the atmosphere of a red giant star in 1952, by spectroscopy, provided the first evidence of nuclear activity within stars. Because technetium is radioactive, with a half life much less than the age of the star, its abundance must reflect its recent creation within that star. Equally convincing evidence of the stellar origin of heavy elements is the large overabundances of specific stable elements found in stellar atmospheres of asymptotic giant branch stars. Observation of barium abundances some 20–50 times greater than found in unevolved stars is evidence of the operation of the s process within such stars. Many modern proofs of stellar nucleosynthesis are provided by the isotopic compositions of stardust, solid grains that have condensed from the gases of individual stars and which have been extracted from meteorites. Stardust is one component of cosmic dust and is frequently called presolar grains. The measured isotopic compositions in stardust grains demonstrate many aspects of nucleosynthesis within the stars from which the grains condensed during the star's late life mass loss episodes.

Ядерный синтез

Нуклеосинтез сверхновых происходит в энергетической среде сверхновых, где элементы между кремнием и никелем синтезируются в квазиравновесии, устанавливающемся в ходе быстрого синтеза, который посредством взаимно сбалансированных ядерных реакций присоединяется к 28Si. Квазиравновесие можно рассматривать как почти равновесие, за исключением высокой концентрации ядер 28Si в активно горящей смеси. В дальнейшем могут протекать и другие процессы нуклеосинтеза, в частности, r-процесс (быстрый процесс), описанный в работе B2FH и впервые рассчитанный Сигером, Фаулером и Клейтоном, в котором наиболее богатые нейтронами изотопы элементов тяжелее никеля образуются в результате быстрого захвата свободных нейтронов. Создание свободных нейтронов посредством захвата электронов во время быстрого сжатия ядра сверхновой, наряду с формированием некоторых богатых нейтронами исходных ядер, делает r-процесс первичным процессом, который может происходить даже в звезде, состоящей исключительно из водорода и гелия. Это противоречит определению B2FH, характеризующему процесс как вторичный. Этот перспективный сценарий, хотя и поддерживается специалистами по сверхновым, пока не получил удовлетворительного расчета выходов r-процесса. Первичность r-процесса подтверждена астрономами, наблюдавшими старые звезды, сформировавшиеся, когда галактическая металличность была еще низкой, но при этом содержащие полный набор ядер, образованных в результате r-процесса; это демонстрирует, что металличность является продуктом внутренних процессов. R-процесс отвечает за естественное обилие радиоактивных элементов, таких как уран и торий, а также за наиболее богатые нейтронами изотопы каждого тяжелого элемента. Rp-процесс (быстрый протонный процесс) включает быстрое поглощение свободных протонов и нейтронов, но его роль и существование менее определенны. Взрывной нуклеосинтез протекает настолько быстро, что радиоактивный распад не успевает уменьшить количество нейтронов, поэтому многие распространенные изотопы с четным числом протонов и нейтронов синтезируются в квазиравновесии при участии кремния. Наиболее убедительным доказательством взрывного нуклеосинтеза в сверхновых стало обнаружение в 1987 году гамма-линий, испущенных сверхновой 1987A. Гамма-линии, идентифицирующие ядра 56Co и 57Co, период полураспада которых ограничивает их возраст примерно одним годом, подтвердили, что они были созданы их радиоактивными родительскими ядрами кобальта. Это наблюдение в области ядерной астрономии было предсказано в 1969 году. Слияния такого типа, будучи по определению богатыми нейтронами, подозревались в качестве источника этих элементов, но получение окончательных доказательств было затруднено. В 2017 году появились убедительные доказательства, когда LIGO, VIRGO, космический гамма-телескоп Fermi и INTEGRAL, а также коллаборация множества обсерваторий по всему миру, зарегистрировали как гравитационные волны, так и электромагнитные сигнатуры вероятного слияния нейтронной звезды GW170817, а затем – сигналы многочисленных тяжелых элементов, таких как золото, в процессе распада и охлаждения выброшенного вырожденного вещества. Первое обнаружение слияния нейтронной звезды и черной дыры (NSBH) произошло в июле 2021 года, но анализ склоняется к тому, что BNS (слияния двух нейтронных звезд) являются основными участниками производства тяжелых металлов, а не NSBH.

Supernova nucleosynthesis occurs in the energetic environment in supernovae, in which the elements between silicon and nickel are synthesized in quasiequilibrium established during fast fusion that attaches by reciprocating balanced nuclear reactions to 28Si. Quasiequilibrium can be thought of as almost equilibrium except for a high abundance of the 28Si nuclei in the feverishly burning mix. This concept Further nucleosynthesis processes can occur, in particular the r process (rapid process) described by the B2FH paper and first calculated by Seeger, Fowler and Clayton, in which the most neutron rich isotopes of elements heavier than nickel are produced by rapid absorption of free neutrons. The creation of free neutrons by electron capture during the rapid compression of the supernova core along with the assembly of some neutron rich seed nuclei makes the r process a primary process, and one that can occur even in a star of pure H and He. This is in contrast to the B2FH designation of the process as a secondary process. This promising scenario, though generally supported by supernova experts, has yet to achieve a satisfactory calculation of r process abundances. The primary r process has been confirmed by astronomers who had observed old stars born when galactic metallicity was still small, that nonetheless contain their complement of r process nuclei; thereby demonstrating that the metallicity is a product of an internal process. The r process is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron rich isotopes of each heavy element. The rp process (rapid proton) involves the rapid absorption of free protons as well as neutrons, but its role and its existence are less certain. Explosive nucleosynthesis occurs too rapidly for radioactive decay to decrease the number of neutrons, so that many abundant isotopes with equal and even numbers of protons and neutrons are synthesized by the silicon quasi equilibrium process. The most convincing proof of explosive nucleosynthesis in supernovae occurred in 1987 when those gamma ray lines were detected emerging from supernova 1987A. Gamma ray lines identifying 56Co and 57Co nuclei, whose half lives limit their age to about a year, proved that their radioactive cobalt parents created them. This nuclear astronomy observation was predicted in 1969 Being neutron rich by definition, mergers of this type had been suspected of being a source of such elements, but definitive evidence was difficult to obtain. In 2017 strong evidence emerged, when LIGO, VIRGO, the Fermi Gamma ray Space Telescope and INTEGRAL, along with a collaboration of many observatories around the world, detected both gravitational wave and electromagnetic signatures of a likely neutron star merger, GW170817, and subsequently detected signals of numerous heavy elements such as gold as the ejected degenerate matter decays and cools. The first detection of the merger of a neutron star and black hole (NSBHs) came in July 2021 and more after but analysis seem to favor BNSs over NSBHs as the main contributors to heavy metal production.

Нуклеосинтез аккреционного диска черной дыры

Нуклеосинтез может происходить в аккреционных дисках чёрных дыр.

Спалация космических лучей

Процесс спалляции космических лучей уменьшает атомный вес межзвездной материи в результате воздействия космических лучей, что приводит к образованию некоторых из самых легких элементов во Вселенной (хотя и не существенного количества дейтерия). Считается, что спалляция ответственна за образование почти всего 3He, а также элементов лития, бериллия и бора, хотя некоторые изотопы лития-7 и бериллия-7 предположительно образовались во время Большого взрыва. Процесс спалляции возникает при столкновении космических лучей (в основном быстрых протонов) с межзвездной средой. Эти столкновения приводят к фрагментации ядер углерода, азота и кислорода. В результате этого процесса в космосе наблюдается гораздо большее содержание легких элементов – бериллия, бора и лития, чем в солнечных атмосферах. Количество легких элементов 1H и 4He, образующихся в результате спалляции, пренебрежимо мало по сравнению с их первичным обилием. Бериллий и бор не образуются в значительных количествах в ходе процессов звездного синтеза, поскольку 8Be имеет крайне короткий период полураспада – 8,2 x 10¹⁷ секунд.

Эмпирические данные

Теории нуклеосинтеза проверяются путем вычисления концентраций изотопов и сравнения этих результатов с наблюдаемыми значениями. Концентрации изотопов обычно рассчитываются на основе скоростей ядерных реакций в сети. Зачастую эти вычисления можно упростить, так как несколько ключевых реакций определяют скорость протекания остальных реакций.