|
Затем в процессе воссоединения протонов и нейтронов, называемом нейтронным захватом, образуются химические элементы. В результате этой реакции к смеси добавляются фотоны. Таким образом, протон и нейтрон соединяются, образуя дейтрон (ядро атома водорода с двумя нейтронами). Если добавить к нему еще один нейтрон, получится тритон (ядро водорода с тремя нейтронами). Тритон и протон или два дейтрона могут объединиться в ядро гелия, высвободив при этом большое количество энергии. Попутно замечу, что попытки осуществить управляемый ядерный синтез основываются именно на этих реакциях, которые требуют более низких температур, нежели процессы, происходящие в недрах звезд. Но даже в этом случае температура невероятно высока, порядка 100 млн. градусов, и, несмотря на более чем 50 лет попыток, этот источник энергии все еще недоступен для нас. Гамов и его коллеги полагали, что на ранних этапах жизни Вселенной в ходе серии ядерных реакций образовалась вся периодическая таблица химических элементов. Но, несмотря на все их усилия, выходило, что этот процесс не будет идти дальше. Если добавить нейтрон к ядру гелия, стабильного ядра из пяти нуклонов не образуется. Соединение двух ядер гелия также не дает в результате стабильного ядра из восьми нуклонов. Как мы вскоре узнаем, позже Фред Хойл с коллегами смогли доказать, что более тяжелые ядра образуются в недрах звезд в процессе так называемого звездного нуклеосинтеза. Первым высказал догадку о существовании этого процесса Артур Эддингтон, его изучал также Ханс Бете. Когда выяснилось, что первичный нуклеосинтез Гамова не объясняет формирование всех элементов периодической таблицы, теорию Большого взрыва вновь стали воспринимать скептически. Однако модель Альфера — Бете — Гамова, в которую внес вклад и Ральф Герман, имела другие последствия, описанные в примечательной работе Альфера и Германа, опубликованной в 1949 году. Скорость реакций, о которых идет речь, превышает скорость расширения Вселенной, заданной параметром Хаббла, Н, в степени, достаточной для того, чтобы в плазме взаимодействующих частиц установилось квазитепловое равновесие с медленно понижающейся температурой. По оценке Альфера и Германа температура Вселенной во время, «когда процессы нейтронного захвата стали иметь значение», достигала порядка 600 млн. градусов[14]. Фотоны в то время входили в смесь частиц. Исходя из теории расширяющейся Вселенной, они рассчитали, что к настоящему времени эта температура должна опуститься до «порядка 5 К», то есть 5 Кельвинов169. — 113 —
|