Теория ядерного синтеза в звездах: процесс медленного нейтронного захвата

Теория s-процесса нуклеосинтеза за последние годы получила существенное развитие, в основном, в связи с более глубокой физической и математической трактовкой, а также в связи с накоплением новых наблюдательных данных по звездной эволюции и распространенности элементов в Солнечной системе и экспериментальных данных по нейтронным сечениям захвата. Обсуждается точное решение уравнений s-процесса, полученное недавно Ньюменом (1978 г.). Оно подтверждает корректность первоначальной теории s-процесса (Клейтон, Фаулер, Халл, Циммерман, 1961 г.). В то же время для малых нейтронных экспозиций точное и первоначальное решения отличаются. Анализируется влияние разветвлений s-процесса из-за конкуренции между $\beta$-распадом и нейтронным захватом; отмечается, что при температуре $\sim$3 $\cdot$ 10$^8$ K и плотности свободных нейтронов 1,6 $\cdot$ 10$^7$ см$^{-3}$ теория s-процесса хорошо согласуется с наблюдательными данными по выходам различных нуклидов. Обсуждаются модели импульсного нейтронного s-процесса, приводящего к образованию тяжелых элементов в недрах одной звезды за счет периодических вспышек ее гелиевой оболочки и последующего перемешивания вещества. Табл. 4, илл. 23, библиогр. ссылок 56.