Звезды и звездные группировки в нашей Галактике. Суркова Л.П. - 43 стр.

на ядром никеля с образованием ядра кобальта при испускании гамма-
квантов, затем происходит β -распад ядра кобальта с образованием яд-
ра 56 Fe :
                                56
                                   Ni + e− → 56 Co + γ,
                                                                            (13.9)
                                56
                                   Co → 56 Fe + e+ + υ.
        Характерная особенность последнего превращения – это обра-
зование ядер 56 Fe в возбужденном состоянии, которые переходят за-
тем в основное состояние при испускании γ -квантов.
        Реакции (13.3)-(13.9) имеют значение не только как источники
энергии звезд, но и как пути синтеза химических элементов. Принято
считать, что все тяжелые химические элементы возникли в звездах.
        Синтез тяжелых элементов путем захвата нейтронов. Все
термоядерные реакции с выделением анергии кончаются на образова-
нии ядер железа 56 Fe. Чтобы из этого ядра сделать более тяжелый эле-
мент, нужно затратить энергии больше, чем ее освободится в процессе
реакции. Поэтому более тяжелые элементы строятся, например, путем
S-процесса: атомное ядро захватывает нейтрон, который успевает пре-
вратиться в протон раньше, чем это ядро захватит еще один нейтрон и
станет устойчивым изотопом. Именно так образуются ядра все более
тяжелых (после железа) элементов вплоть до висмута 209 Bi. Источни-
ками свободных нейтронов являются реакции типа:
      12
         C + 12 C → 23 Mg + n, 16 O + 16 O → 31S + n, 13 C + 4 He → 16 O + n.
        Если нейтронов много и время между последовательными захва-
тами нейтронов меньше, чем период β -распада атомного ядра, то та-
кой процесс образования тяжелых ядер называется r-процессом. По-
средством этого процесса, происходящего в недрах сверхновых во
время их вспышек на протяжении всего около 100 секунд, образуются
тяжелые элементы в конце таблицы Менделеева (в том числе уран и
торий).
        Эксперименты по обнаружению солнечных нейтрино. По-
скольку нейтринная светимость обычных звезд не превышает не-
скольких процентов от их оптической светимости, можно надеяться
лишь на экспериментальное обнаружение потока нейтрино от Солнца.
В ходе термоядерных реакций P-P цикла на Солнце каждую секунду
образуется 4 ⋅ 1033 4 ⋅ 10−5 = 1038 ядер гелия и, следовательно, появляет-
ся 2 ⋅ 1038 нейтрино. Они уносят с собой ∼ 3% выделяющейся энергии.
Полный поток нейтрино на Землю составляет 65 миллиардов на каж-
дый см 2 в секунду.
        Ничтожно малая вероятность взаимодействия нейтрино с веще-



                                       43