ВЕСТНИК ВГУ, Серия физика, математика, 2001, ¹ 2 УДК 524.3-47 СИНТЕЗ p-ЯДЕР В РАДИАЦИОННОМ ЗАХВАТЕ НЕЙТРОНОВ © 2001 г. И. В. Копытин, К. Н. Карелин Воронежский государственный университет Рассмотрена возможность синтеза p-ядер в (n, )-реакциях на квазиравновесном этапе эволюции массивных звезд. <...> Показано, что по крайней мере для 5 p-ядер данный канал синтеза может конкурировать с другими. <...> ВВЕДЕНИЕ Одной из главных задач ядерной астрофизики является теоретическое объяснение кривой относительной распространенности элементов и их изотопов в веществе наблюдаемой части Вселенной. <...> В настоящее время общепризнанно, что в звездах основным способом нуклеосинтеза при Z > 30 является нейтронный захват (медленные s- и быстрые r-процессы) с последующим -распадом. <...> Наиболее распространенные изотопы тяжелее железа сформировались, по-видимому, в недрах массивных звезд в результате именно таких последовательных реакций захвата свободных нейтронов. <...> Ряд характерных особенностей хода кривой распространенности 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). <...> Известно, что в стороне от этого пути оказывается наблюдаемая в веществе звезд довольно многочисленная группа стабильных ядер с относительным избытком протонов (их более 30). <...> Для них распространенность в среднем на два порядка ниже, чем для соседних ядер, лежащих на пути нейтронного захвата. <...> Так как эти ядра не могли сформироваться в процессе последовательного присоединения нейтронов, они 11 получили название обойденные (или p-ядра). <...> В стандартной теории главным препятствием для образования рог ∆ =(M(A,Z +1)M(A,Z)+me)c2 масса ядра (A,Z), me − AZ AZ -стабильного p-ядра (обозначим его как (A,Z+ 2), где A массовое, Z зарядовое <...>