ПРОИСХОЖДЕНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ

Происхождение химических элементов - Задачей теории П.х.э. (нуклеосинтеза) явл. построение эволюционной картины формирвоания всего наблюдаемого в природе многообразия хим. элементов. Ключом к пониманию процесса ядерной эволюции вещества от первоначальной горячей плазмы элементарных частиц до совр. состояния служит относительная распространенность элементов и их изотопов в веществе наблюдаемой части Вселенной. Совр. подход к объяснению осн. наблюдаемых закономерностей хим. и изотопного состава вещества Вселенной состоит в следующем. Пердставляется наиболее вероятным, что изотопы всех элементов со значением массового числа образуются в звездах. Гелий, вероятно, уже содержался в протозвездном веществе, из к-рого формировались первые звезды галактик, и за его образование ответсвенны реакции термоядерного синтеза на ранних стадиях расширения горячей Вселенной (см. Космология). Вполне удовлетворительное согласие наблюдаемой распространенности гелия со значением, предсказываемым в рамках модели горячей Вселенной, явл. веским аргументом в пользу такого предположения. Этот же механизм ответствен, скорее всего, и за образование наблюдаемых количеств изотопов H2, He3, а также некоторой доли Li7. Скорость образования элементов в Галактике была в прошлом существенно выше, чем на момент формирования Солнечной системы (4,6 млрд. лет назад), и осн. обогащение вещества Галактики элементами A >4 произошло 10-15 млрд. лет назад (см. Космохронология ядерная). Это заставляет предполагать, что среди первых поколений звезд преобладали массивные звезды, быстро заканчивавшие свою эволюцию выбросом значительной доли (или всего) переработанного в ядерных реакциях и обогащенного тяжелыми элементами вещества в межзвездное пространство, где оно входило в состав исходного материала для формирвоания следующих поколей звезд. Проблема образования легких элементов - Li, Be и B - решена пока не полностью. Эти элементы легко разрушаются в термоядерных реакциях, и поэтому их эффективное производство возможно только в неравновесных процессах. Считается, что они образуются гл. обр. при взаимодействии частиц галактических космических лучей с веществом межзвездного газа в реакциях скалывания (см. Ядерная астрофизика). Однако возникающие трудности в объяснении необычного изотопного состава Li и B (резко выраженное преобладание нечетных изотопов) указывают, скорее всего, на наличие дополнительного эффективного источника их образования. Наиболее вероятным кандидатом на эту роль явл. взрывы сверхновых звезд, т.к. прохождение через сбрасываемую оболочку мощного потока нейтринного излучения от коллапсирующего ядра звезды, а также сильной ударной волны приводит к образованию заметных количеств именно нечетных изотопов легких элементов в веществе оболочки. Большинство изотопов хим. элементов, начиная с углерода и вплоть до элементов района "железного пика" (Fe, Ni и др.), образуются в условиях высоких темп-р в реакциях термоядерного синтеза, причем начальным этапом этой последовательности ядерных превращений служат процессы 4He + 4He + 4He 12C + и 4He + 12C 16O + , приводящие к эффективному увеличению количества 12C и 16O на гидростатически равновесных стадиях эволюции звезд. Наиболее благоприятные условия для образования Ne и всех более тяжелых элементов этой группы реализуются, по-видимому, при взрывном горении C, O и Si на заключительном, неравновесном этапе эволюции массивных звезд. Наиболее распространенные изотопы элементов тяжелее железа сформировались, очевидно, в недрах массивных звезд в результате последовательных реакций захвата нейтронов. Ряд характерных особенностей хода кривой распространенности этих тяжелых ядер указывает на то, что процесс их построения должен протекать достаточно эффективно как на сравнительно продолжительной равновесной стадии эволюции звезд в условиях малых интенсивностей потока нейтронов (s-процесс), так и в момент взрыва звезды при высокой интенсивности потока нейтронов (r-процесс). Образование редких (с относительно низким содержаниемнейтронов) изотопов тяжелых элементов, к-рые не могли сформироваться в процессе последовательного присоединения нейтронов (откуда и термин обойденные ядра), возможно только на последней, катастрофической стадииэволюции массивных звезд либо под действием потока нейтринного излучения от коллапсирующего ядра звезды, либо в к.-л. др. ненеравновесных процессах. Перечисленные механизмы образования каждой из осн. групп изотопов хим. элементов оказываются достаточно эффективными при физ. условиях, к-рые могут реализовываться в известных типах астрофизич. объектов и позволяют объяснить, по крайней мере в общих чертах, главные закономерности наблюдаемой распространенности хим. элементов. В этом смысле можно говорить о том, что осн. контуры картины П.х.э. уже намечены, в то время как построение последовательной и самосогласованной теории П.х.э. практически только начинается и требует решения еще многих проблем космологии, теории строения и эволюции галактик и звезд, физики атомного ядра и элементарных частиц. Лит.: Франк-Каменецкий Д.А., Ядерная астрофизика, М., 1967; Тейлер Р.Дж., Происхождениехимических элементов, пер. с англ., М., 1975; Ядерная астрофизика, пер. с англ., М. (в печати) (Г.В. Домогацкий)