Стаття B²FH
Synthesis of the Elements in Stars(«B²FH»)[1] — наукова стаття, присвячена ядерним реакціям у зорях та утворенню елементів у Всесвіті. Опублікована в 1957 році і є однією з найбільш цитованих статей з астрофізики. Скорочену назву статті складено з перших літер прізвищ її авторів: Маргеріт та Джефрі Бербідж, Вільям Фаулер та Фред Хойл.
У статті розглядається теорія зоряного нуклеосинтезу, якій надано підтвердження з астрономічних та лабораторних даних. Ця стаття ідентифікує процеси нуклеосинтезу, які відповідають за утворення елементів, важчих заліза, і пояснює їх відносну кількість. Стаття стала дуже впливовою як в астрономії, так і в ядерній фізиці.
Передісторія[ред. | ред. код]
В 1946 році Георгій Гамов та Фред Хойл незалежно один від одного опублікували дві наукові статті, в яких розглядали питання утворення хімічних елементів у Всесвіті[2][3]. Гамов стверджував, що хімічні елементи насамперед утворилися невдовзі після виникнення Всесвіту при первинному нуклеосинтезі. Теорія Гамова передбачала, що велика кількість хімічних елементів має залишатися здебільшого статичною з часом, а Хойл вважав, що хімічні елементи переважно утворюються в зорях. Хойл був автором ідеї зоряного нуклеосинтезу. Починаючи зі статті в 1946 році і розширивши її в 1954[4] році, Хойл припустив, що всі атомні ядра, важчі за літій, були синтезовані в зорях. Обидві роботи сходилися на тому, що деякі легкі ядра (водень, гелій і невелика кількість літію) утворилися не в зорях, що стало загальноприйнятою теорією первинного нуклеосинтезу. До початку 1950-х років набагато більшу підтримку мала теорія Гамова — виникнення важких елементів у зорях здавалося малоймовірним, оскільки для їх синтезу була потрібна температура на два порядки більша, ніж у зорях головної послідовності. Однак згодом і в теорії Гамова виявилися проблеми: хімічний склад спостережуваного Всесвіту був занадто неоднорідний для такого повсюдного нуклеосинтезу, крім того, відсутність стабільних ядер із масовими числами 5 і 8 майже унеможливлювала синтез елементів із більшими масовими числами - насправді при первинному нуклеосинтезі сформувалися лише деякі легкі ядра.
У 1950-ті роки стали відомими різні ядерні реакції у зорях: наприклад, у 1952 році Едвін Солпітер відкрив можливість перетворення в термоядерних реакціях гелію на вуглець[джерело?], а у 1953—1954 роках було відкрито ядерне горіння вуглецю та кисню[джерело?]. Важливу роль також відіграло виявлення в деяких зорях технецію (1952): усі ізотопи цього елемента мають період напіврозпаду не більше 4⋅106 років, тому стало очевидним, що важкі елементи утворюються в зорях і в деяких випадках потрапляють на їх поверхню.
Написання статті[ред. | ред. код]
Автори майбутньої статті почали працювати разом після того, як Маргеріт та Джефрі Бербідж у 1953 році вивчили спектри деяких пекулярних зір з аномальним вмістом деяких хімічних елементів. Їхніми даними згодом зацікавився Вільям Фаулер. Після чого їх запросили відвідати Хойла в Кембриджі. Спочатку вони почали досліджувати повільного нейтронного захоплення, яким очікували пояснити хімічний склад, що спостерігається. Під час перебування в Кембриджі квартет співпрацював над кількома проектами; Фаулер і Хойл почали роботу над оглядом, який став B²FH. Фаулер повернувся до Каліфорнійського технологічного інституту з роботою, далекою від завершення, і закликав Бербіджів приєднатися до нього в Каліфорнії. Для обох Бербіджів у 1956 році Фаулер створив для них тимчасові посади в Каліфорнійському технологічному інституті.
Остаточна версія статті має 104 сторінки, 34 графіки, 4 фотографії та 22 таблиці.
Стаття B²FH посилається у тому числі і на роботи Хойла зроблені в 1946 та в 1954 роках, але в B²FH головним автором не був ні Хойл, ні будь-хто: доробок усіх чотирьох авторів був приблизно однаковим.
Стаття[ред. | ред. код]
Під назвою «Synthesis of the Elements in Stars» наукова стаття була опублікована в 1957 році в журналі Reviews of Modern Physics. Стаття більш відома під назвою B²FH, яка складена з перших літер прізвищ її авторів.
Стаття B2FH була нібито оглядовою, яка підсумовувала останні досягнення в теорії зоряного нуклеосинтезу[5]. Однак вона вийшла за рамки простого огляду роботи Хойла, включивши спостережні вимірювання надлишку елементів, опубліковані Бербіджами і лабораторні експерименти Фаулера з ядерних реакцій. Результатом став синтез теорії та спостережень, який дав переконливі докази гіпотези Хойла.
Теорія передбачала, що кількість елементів буде змінюватися протягом космологічного часу, ідея, яку можна перевірити за допомогою астрономічної спектроскопії. Кожен елемент має характерний набір спектральних ліній, тому зоряну спектроскопію можна використовувати для визначення складу атмосфери окремих зір. Спостереження вказували на сильну негативну кореляцію між початковим вмістом важких елементів у зорі (відомим як металічність) та її віком. Зорі, утворені пізніше, як правило, мають більшу металічність.
Ранній Всесвіт складався лише з легких елементів, утворених під час нуклеосинтезу Великого вибуху. Зоряна структура та діаграма Герцшпрунга–Рассела вказують на те, що тривалість існування зорі сильно залежить від її початкової маси, причому найбільш масивні зорі існують дуже короткий час, а менш масивні зорі — довший. У статті B2FH стверджується, що коли зоря руйнується, вона збагачує міжзоряне середовище «важкими елементами» (це всі елементи, важчі за літій), з якого потім утворюються нові зорі.
У статті B²FH описано ключові аспекти ядерної фізики та астрофізики, пов’язані з тим, як ці важкі елементи утворюються в зорях. Досліджуючи таблицю нуклідів, автори визначили різні зоряні середовища, які можуть спричинити спостережувані моделі розповсюдження ізотопів і ядерні процеси, які повинні відповідати за них. Автори використовують процеси ядерної фізики, тепер відомі як s-процес, r-процес та p-процес, щоб пояснити утворення елементі, важчих заліза. Поширеність цих важких елементів та їхніх ізотопів приблизно в 100 000 разів менша, ніж кількість основних елементів, що підтверджує гіпотезу Хойла 1954 року про ядерний синтез в оболонках масивних зір.
У статті з хорошою точністю пояснено походження більшості хімічних елементів у Всесвіті: ядерними реакціями у зорях не вдалося пояснити лише утворення дейтерію, гелію-3, гелію-4 та літію-7. Ці елементи, як згодом з'ясувалося, виникли при первинному нуклеосинтезі невдовзі після Великого вибуху.
У статті також запроваджено назви для кількох ядерних процесів (крім горіння водню та гелію)[5].
- α-процес, у якому ядра вуглецю або деяких важчих елементів захоплюють альфа-частинки;
- e-процес, що відбувається в наднових, коли прямі та зворотні реакції приходять у рівновагу та формуються елементи залізного піку;
- s-процес і r-процес, при яких відбувається «повільне» і «швидке» захоплення нейтронів відповідно;
- p-процес, при якому відбувається захоплення протонів;
- x-процес, що поєднував невідомі авторам реакції, у яких мали утворюватися дейтерій, гелій і літій.
Визнання[ред. | ред. код]
Стаття B²FH стала однією з найважливіших та найбільш цитованих статей з астрофізики. На травень 2022 року вона мала понад 2600 цитувань[джерело?]. Ця стаття привернула увагу до галузі ядерної астрофізики[джерело?].
1983 року Нобелівську премію з фізики розділили Фаулер і Субраманьян Чандрасекар. Фаулер був удостоєний премії «за теоретичні та експериментальні дослідження ядерних реакцій, формування хімічних елементів у Всесвіті».
У 2007 році в Каліфорнійському технологічному інституті в Пасадені відбулася конференція з нагоди 50-ї річниці публікації B²FH[6], де Джеффрі Бербідж представив зауваження щодо написання B²FH.
Першоджерело[ред. | ред. код]
Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1957) "Synthesis of the Elements in Stars". Reviews of Modern Physics. 29 (4): 547–650. Bibcode 1957RvMP...29...547B doi: 10.1103/RevModPhys.29.547
Посилання[ред. | ред. код]
- ↑ Burbidge, E. Margaret; Burbidge, G. R.; Fowler, William A.; Hoyle, F. (1 жовтня 1957). Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics 29 (4). с. 547–650. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. Процитовано 29 грудня 2022.
- ↑ Gamow, G. (1 жовтня 1946). Expanding Universe and the Origin of Elements. Physical Review 70 (7-8). с. 572–573. doi:10.1103/PhysRev.70.572.2. Процитовано 29 грудня 2022.
- ↑ Hoyle, F. (1 січня 1946). The synthesis of the elements from hydrogen. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 106. с. 343. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/106.5.343. Процитовано 29 грудня 2022.
- ↑ Hoyle, F. (1 вересня 1954). On Nuclear Reactions Occuring in Very Hot STARS.I. the Synthesis of Elements from Carbon to Nickel.. The Astrophysical Journal Supplement Series 1. с. 121. ISSN 0067-0049. doi:10.1086/190005. Процитовано 29 грудня 2022.
- ↑ а б Wallerstein, George; Iben, Icko; Parker, Peter; Boesgaard, Ann Merchant; Hale, Gerald M.; Champagne, Arthur E.; Barnes, Charles A.; Käppeler, Franz та ін. (1 жовтня 1997). Synthesis of the elements in stars: forty years of progress. Reviews of Modern Physics 69 (4). с. 995–1084. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. Процитовано 29 грудня 2022.
{{cite news}}: рекомендується|displayauthors=(довідка) - ↑ NA2007. web.archive.org. 7 травня 2011. Архів оригіналу за 7 травня 2011. Процитовано 29 грудня 2022.