Nukleosintezė: už geležį sunkesni elementai

Нуклеосинтез: элементы тяжелее железа

Арка знаний · Вселенная · Глава 04 / Статья 09

Тяжелее железа образование тяжёлых элементов

История золота в кольце и свинца в минерале началась с ядерных процессов. Узнайте о процессах захвата, распадах, звёздных ветрах и космических столкновениях, которые помогли заполнить периодическую таблицу элементов.

Захват нейтроновСтареющие звёздыКосмическое наследие

Концептуальная связь между выброшенным в космос веществом и кристаллом золота на Земле. Кристалл представляет гораздо более поздний геологический этап; во время показанного события он не образуется сразу в виде готового золотого самородка.

Захват пополняет ядро нейтронамиМасса ядра может увеличиться, при этом оно не обязательно сразу становится ядром другого элемента.

Распад может изменить элементПри бета-минус-распаде нейтрон превращается в протон, поэтому атомный номер увеличивается.

Не одно место происхожденияСтареющие звёзды, сливающиеся звёздные остатки и другие высокоэнергетические среды способствуют образованию разных ядер.

История, записанная в веществе

Как в космосе образовались тяжёлые элементы?

В минералах Земли есть ядра, образовавшиеся ещё до появления нашей планеты. Одни постепенно сформировались в недрах стареющих звёзд. Другие появились в кратковременных потоках выбрасываемого вещества, богатого нейтронами. Дальнейший путь через газ, пыль и горные породы привёл их в окружающий нас материальный мир.

Нуклеосинтез — это образование атомных ядер. История ядер тяжелее железа включает несколько процессов, вносящих неодинаковый вклад в образование разных изотопов. «Образовались в сверхновой» — лишь часть объяснения.[3]

В предыдущей статье « Звёздные чёрные дыры» мы следили за веществом, которое может исчезнуть за горизонтом событий. Здесь мы проследим за веществом, которое вырывается наружу и становится частью будущих звёзд и планет.

Энергетический ландшафт, а не абсолютный барьер

Почему железо знаменует переломный момент?

В ранней Вселенной образовались главным образом водород и гелий, а также очень небольшое количество других лёгких ядер. Значительных запасов золота, бария или урана в ней не появилось. Для образования этих элементов потребовались последующие поколения космических процессов.[1]

Многие реакции ядерного синтеза в звёздах выделяют энергию, поскольку их продукты связаны сильнее, чем исходные ядра. Область железа и никеля находится близко к максимуму энергии связи на нуклон. Средняя энергия связи никеля-62 — самая высокая; железо-56 — особенно распространённый представитель этой группы сильно связанных ядер.[2]

Поэтому звезда не может непрерывно получать энергию, проходя те же этапы ядерного синтеза вплоть до золота и урана. Это не означает, что более тяжёлые ядра не могут образовываться или что каждая реакция с участием ядер легче железа выделяет энергию. Результат зависит от конкретной реакции и окружающих условий.[2]

Увеличение массы и изменение принадлежности к элементу — отдельные этапы

Как захват нейтронов и бета-распад происходят вместе?

Элемент определяется числом протонов, которое называется атомным номером Z. Изотопы этого элемента имеют разное число нейтронов. Массовое число A — это общее число протонов и нейтронов.

Нейтрон не имеет электрического заряда, поэтому не испытывает такого электростатического отталкивания, как приближающийся протон. Когда ядро захватывает нейтрон, его массовое число увеличивается на единицу, а атомный номер остаётся прежним. Если образовавшийся изотоп нестабилен, позднее он может претерпеть радиоактивный распад.[27]

Два разных ядерных изменения. При радиационном захвате нейтрона к ядру добавляется один нейтрон и испускается гамма-фотон. При обычном бета-минус-распаде нейтрон превращается в протон, испускаются электрон и электронное антинейтрино; A не меняется, а Z увеличивается на единицу. Возможны и другие ядерные каналы.[27]

Что означают «медленный» и «быстрый»?

Различие связано с конкурирующими временными масштабами. Произойдёт ли бета-распад в нестабильном ядре обычно раньше следующего захвата нейтрона или в этой гонке победит захват?

Главное различие между s- и r-процессами
Вопрос	s-процесс: медленный захват	r-процесс: быстрый захват
Что обычно происходит быстрее в нестабильном ядре?	Соответствующий бета-распад обычно происходит быстрее, чем следующий захват.	Захват нейтрона может опережать бета-распад.
Куда ведёт путь реакций?	В основном вблизи стабильных ядер; там, где скорости конкурируют, возникают точки ветвления.	Он может продолжаться далеко в область богатых нейтронами нестабильных изотопов.
Происходит ли бета-распад после каждого захвата?	Нет. Стабильный изотоп может снова захватить нейтрон, а точки ветвления открывают альтернативные пути.	Нет. Повторяющийся захват и бета-распад вместе формируют меняющееся распределение.

«Медленный» не означает одного заданного времени ожидания, а «быстрый» не обозначает один конкретный тип астрономического события. Оба термина описывают скорости ядерных реакций в соответствующих условиях.[4], [11]

Схематическая конкуренция в нестабильном ядре. Выделенные пути показывают обычную последовательность двух режимов, а не исключительное правило для каждого изотопа. Сходные скорости приводят к ветвлениям; стабильным ядрам бета-распад между захватами не требуется.[4], [11]

Более спокойный путь на поздних этапах жизни звёзд

Где протекает s-процесс?

Одно из основных мест, где протекает этот процесс, — асимптотическая ветвь гигантов, или AGB: это поздний этап эволюции звезды, когда компактное ядро окружено слоями горения водорода и гелия. Образование нейтронов, перемешивание вещества и потеря массы приводят к тому, что эти стареющие звёзды существенно пополняют запасы тяжёлых элементов.[6]

Две реакции обеспечивают большую часть нейтронов

Источник углерода-13

¹³C + α → ¹⁶O + n

Во многих моделях звёзд AGB малой массы эта реакция протекает в зоне лучистого переноса между последовательными тепловыми импульсами. Образование области, богатой углеродом-13, зависит от перемешивания вещества внутри звезды.

Источник неона-22

²²Ne + α → ²⁵Mg + n

Для этого источника требуется более высокая температура; он активируется во время тепловых импульсов в слое горения гелия. Его важность возрастает у более горячих и массивных звёзд AGB.

Здесь α обозначает ядро гелия-4, а n — нейтрон. Значительная часть нуклеосинтеза, поддерживаемого реакцией углерода-13, происходит между короткими импульсами, а не только во время самих вспышек.[5]

Последующее перемешивание вещества может переносить затронутое ядерными реакциями вещество в оболочку звезды. Затем звёздные ветры возвращают его часть в космическое пространство — для этого звезде не нужно взрываться как сверхновая.[6]

s-процесс простирается гораздо дальше середины периодической таблицы

Звёзды AGB вносят существенный вклад в образование ядер в области бария и свинца. В массивных звёздах также протекает слабый s-процесс во время горения гелия и углерода; он особенно способствует образованию более лёгких ядер путём захвата нейтронов.[4], [8]

Медленный процесс может достигать области свинца и висмута. Висмут-209 исключительно долгоживущий, но радиоактивный: его альфа-распад экспериментально обнаружили в 2003 году. Поэтому называть висмут «самым тяжёлым стабильным элементом» неточно.[7]

Поступление нейтронов может опережать радиоактивный распад

Как r-процесс приводит к образованию самых тяжёлых ядер?

В богатом нейтронами веществе ядро может захватить несколько нейтронов, прежде чем бета-распад изменит число его протонов. По мере продолжения захватов и распадов вещество проходит через последовательность изотопов с избытком нейтронов. Когда запасы нейтронов истощаются, путь реакций меняется, а нестабильные продукты распадаются, превращаясь в более долгоживущие ядра.[9]

Эту позднюю эволюцию часто называют замерзанием. Это не момент, когда останавливаются все реакции: продолжающиеся захваты, распады и испускание нейтронов по-прежнему изменяют итоговое распределение ядер. Когда образуются достаточно тяжёлые ядра, деление ядер может расщепить их и перераспределить вещество в ядра с меньшей массой.[9]

«Быстрый» описывает скорость реакций, а не обязательное для всех случаев требование к температуре. Модели предсказывают условия r-процесса как при высоких, так и при более низких температурах; в них различается роль фотонов, способных выбивать нейтроны из ядер.[10]

При слиянии выбрасываются разные типы вещества

Вещество, оторванное приливными силами

При слиянии мощные приливные силы могут оторвать от звёзд вещество, богатое нейтронами.

Выброшенное вещество, нагретое ударной волной

Мощное столкновение нагревает и выбрасывает вещество, состав которого может отличаться от состава вещества, оторванного приливными силами.

Более поздние потоки вещества

После первоначального столкновения остаток и окружающий его диск могут выбросить дополнительное вещество.

Взаимодействия нейтрино изменяют соотношение протонов и нейтронов. Поэтому в разных потоках выброшенного вещества могут образовываться разные наборы ядер; золото, лантаноиды или уран формируются в разных долях не в каждой части выброшенного вещества.[11]

Могут ли при слиянии чёрной дыры и нейтронной звезды также образоваться тяжёлые элементы?

Да, если нейтронная звезда разрушается до того, как её поглотят. Часть вещества может остаться за пределами чёрной дыры и вырваться наружу, создав условия для нуклеосинтеза. Если звезда поглощается почти целиком, не успев разрушиться, при этом событии может быть выброшено очень мало вещества, обогащающего окружающую среду. На исход также влияют массы обоих объектов, вращение чёрной дыры и компактность нейтронной звезды.[16]

Наблюдаемый сигнал и рассчитанный выход вещества — разные свидетельства

Что на самом деле показало GW170817?

В день события, 17 августа 2017 года, обсерватории обнаружили гравитационные волны от сливающейся двойной системы нейтронных звёзд, короткую гамма-вспышку и оптический и инфракрасный аналог. Это событие, GW170817, связало слияние компактных объектов с угасающим переходным источником, называемым килоновой.[13]

Радиоактивные продукты нагревают расширяющееся вещество

Килоновая светится, когда энергия радиоактивных продуктов передаётся выброшенному веществу и проявляется в виде теплового излучения. Наблюдаемое свечение перерабатывается в расширяющемся веществе; это не прямое изображение отдельных реакций захвата нейтронов.[12]

Быстрое угасание GW170817 и изменение цвета соответствовали нескольким компонентам выбросов и различному составу тяжёлых элементов. Такие наблюдения дали веские доказательства нуклеосинтеза r-процесса при слияниях нейтронных звёзд.[14]

Обнаружение конкретного химического элемента

Стронций в спектре

В анализе 2019 года в спектре килоновой был обнаружен стронций. Он легче золота, но всё же тяжелее железа и даёт конкретное химическое свидетельство образования нового вещества.[15]

Оценка, зависящая от модели

Золото в общем выходе

Чтобы оценить, сколько золота или платины произвело событие, нужны предположения о выброшенном веществе и распределении распространённости ядер. Это не прямые списки отдельных измерений каждого элемента.[12], [14]

Почему выбросы, богатые тяжёлыми элементами, могут казаться красными?

Лантаноиды имеют сложное строение атомов и множество переходов, поглощающих и перераспределяющих свет. Их присутствие может повышать непрозрачность, задерживать выход излучения и усиливать инфракрасное излучение. Однако цвет также зависит от массы, скорости, геометрии, нагрева и других свойств.[12]

Образование элементов включает как знакомые взрывы, так и более редкие пути

Каков вклад сверхновых и других событий?

Сверхновые необходимы, но их выходы различаются

Массивные звёзды производят много ядер ещё до коллапса, а нагретые ударной волной слои во время сверхновой могут продолжать гореть. Эти события выбрасывают кислород, кремний, вещество группы железа и другие продукты. Сверхновые типа Ia, в которых белые карлики термоядерно разрушаются, — ещё один важный источник ядер группы железа.[28]

Хорошо известная цепочка радиоактивного распада ⁵⁶Ni → ⁵⁶Co → ⁵⁶Fe помогает поддерживать свечение многих сверхновых и определяет их кривые блеска. Однако образование ядер группы железа отличается от поддержания чрезвычайно высокого избытка нейтронов, необходимого для создания широкого распределения элементов тяжёлого r-процесса.[28]

Обычные модели коллапса ядра, поддерживаемого энергией нейтрино, не позволяют достоверно воспроизвести всё разнообразие ядер тяжёлого r-процесса. Редкие взрывы с сильными магнитными полями и быстрым вращением могут вносить дополнительный вклад, однако их выход зависит от физических условий и моделирования.[11]

Диски коллапсаров

Диски вокруг недавно образовавшихся чёрных дыр при коллапсе быстро вращающихся звёзд рассматриваются как важные источники r-процесса. Результаты моделирования различаются в оценке того, остаётся ли в выбросах достаточно нейтронов, поэтому общий вклад пока неясен.[17], [18]

Гигантские вспышки магнетаров

В 2025 году исследователи сообщили о свидетельствах нуклеосинтеза в ходе r-процесса в веществе, выброшенном гигантской вспышкой. Их расчёты радиоактивного излучения воспроизвели задержанный гамма-сигнал, зарегистрированный после вспышки SGR 1806−20 в 2004 году.[19]

Результат, связанный с магнетаром, относится к предыдущей статье об экстремальных магнитных полях. Это свидетельство, интерпретируемое с помощью модели, а не отдельный перечень всех изотопов, выброшенных во время вспышки.[19]

Объясняют ли s- и r-процессы каждый тяжёлый изотоп?

Они играют ключевую роль в этой истории, но существенны и дополнительные пути. i-процесс происходит при промежуточной плотности нейтронов в предполагаемых средах, например когда протоны попадают в вещество, где горит гелий. Его проявление и выход сильно зависят от перемешивания внутри звезды.[21]

Для небольшой группы тяжёлых изотопов с избытком протонов, часто называемых p-ядрами, необходимы другие пути. В процессе, называемом гамма-процессом, высокоэнергетические фотоны в очень горячей среде выбивают частицы из уже существующих тяжёлых ядер. Могут вносить вклад и другие реакции; один механизм захвата протонов не объясняет всю эту группу.[20]

Синтез ядра и концентрация в минерале - разные этапы

Как эти элементы попали на Землю?

Сначала новые ядра должны покинуть место своего рождения. Ветры, взрывы и выбросы при слияниях переносят их в окружающий газ. Перемешивание, приток, отток и последующее звездообразование продолжают перераспределять это вещество в галактике. Обогащение происходит неравномерно, поэтому возраст звезды или содержание в ней железа сами по себе не служат идеальными часами.[22]

Атомный номер 38Sr

Стронций

Имеет несколько путей образования, в том числе значительный вклад захвата нейтронов.

Атомный номер 56Ba

Барий

Полезный индикатор значительного вклада s-процесса в состав смеси Солнечной системы.

Атомный номер 79Au

Золото

В основном связан с быстрым захватом, меньший вклад вносит медленный захват.

Атомный номер 92U

Уран

Долгоживущие изотопы свидетельствуют о синтезе очень тяжёлых ядер и их последующем распаде.

Это общие ориентиры для моделируемой химической истории, а не строгие категории и не утверждение, что в каждой среде присутствует одна и та же смесь.[8], [22]

01 · ГАЛАКТИЧЕСКОЕ ПЕРЕМЕШИВАНИЕ
Загрязнение газов звёздами предыдущих поколений

Вещество из разных источников становится частью газа и пыли, из которых позднее формируются звёзды. Часть остаётся на месте, часть уносится далеко от места рождения.
02 · НОВАЯ ПЛАНЕТНАЯ СИСТЕМА
Солнечная система унаследовала эту смесь

Когда около 4,6 миллиарда лет назад формировались Солнце и планеты, в строительном материале уже были ядра, созданные предыдущими поколениями космических объектов.
03 · ПЛАНЕТАРНАЯ ДИФФЕРЕНЦИАЦИЯ
Земля перераспределяет свои вещества

При формировании ядра многие железолюбивые металлы ушли вглубь. Более поздняя аккреция и внутренняя эволюция также повлияли на вещество, оставшееся в мантии и коре.
04 · ГЕОЛОГИЧЕСКОЕ КОНЦЕНТРИРОВАНИЕ
Флюиды и реки концентрируют уже существующее золото

Гидротермальные системы могут концентрировать золото в минеральных месторождениях. Выветривание высвобождает зёрна, а перенос может вновь сконцентрировать их в отложениях ручьёв.

Космические этапы связаны с происхождением и перемешиванием ядер, а земные — с их перераспределением в доступные для добычи материалы.[22], [24], [25], [26]

Подсказки простираются от древних звёзд до короткоживущих ядер

Как исследователи восстанавливают неизвестное прошлое?

Старые звёзды хранят химические следы

Некоторые звёзды сохраняют распределение распространённости элементов, сформировавшееся в результате всего нескольких ранних событий химического обогащения. В крошечной галактике Ретикулум II исследование 2016 года выявило необычно сильное обогащение продуктами r-процесса, согласующееся с редким событием с высоким выходом продуктов. Это распределение распространённости элементов подтверждало такие версии происхождения, как слияния нейтронных звёзд, но не позволяло однозначно установить историю события.[23]

Звёзды AGB и их спутники, обогащённые переданной массой, дают свидетельства иного рода: спектры и соотношения распространённости элементов позволяют проверять выход продуктов медленного захвата и перемешивание, благодаря которому вещество, преобразованное ядерными реакциями, попадает на поверхность звёзд.[6]

Лаборатории предоставляют ядерные данные

Для сетей реакций нужны массы ядер, времена жизни до распада, вероятности захвата и сведения о делении ядер. Многие важные изотопы живут слишком недолго или имеют слишком много нейтронов, чтобы их свойства можно было подробно измерить. Уточнение этих исходных данных меняет прогнозируемое количество и распределение конечных продуктов.[9]

Каков вклад каждого источника?

В моделях галактик учитываются частота событий, выход продуктов и задержки. Редкое событие может быть очень важным, если выбрасывает достаточно вещества, однако одного наблюдавшегося события недостаточно, чтобы определить общий баланс.[22]

Что определяет медленный процесс?

Образование слоёв, богатых углеродом-13, и перенос вещества внутри звёзд AGB остаются важными источниками неопределённости.[5]

Что раскрывает свет килоновой?

Более точные атомные данные и модели излучения помогают связать перекрывающиеся спектральные признаки и изменяющиеся цвета с химическим составом.[12], [15]

Какие редкие среды имеют значение?

Сравнивая возможные коллапсары, магнитные взрывы и выброшенное вспышками вещество, проверяют, нужны ли несколько путей образования, чтобы объяснить наблюдаемую смесь.[17], [18], [19]

Известное утверждение, что медленный и быстрый захват каждый создаёт примерно половину количества тяжёлых элементов Солнечной системы, — результат приблизительной оценки баланса. Это не означает, что периодическая таблица делится на две непересекающиеся части. Именно детальный изотопный состав смеси исследователи и стремятся объяснить.[4], [8]

От ядерных реакций до веществ в наших руках

У каждого тяжёлого элемента своя история.

Одни ядра образовались на поздних этапах жизни стареющих звёзд, другие — в богатых нейтронами потоках вещества и в среде взрывов. Их путь продолжился через межзвёздное вещество и формирование планет, а затем — через геологические процессы, создавшие знакомые нам минералы.

Узнайте больше о том, как звёзды-компаньоны влияют друг на друга, в статье Двойные звёздные системы и экзотические явления.

Источники и дополнительная литература

Научные статьи, обзоры авторов и геологические источники. Диаграммы объясняют механизмы, а вклад источников и выходы событий интерпретируются на основе моделей и свидетельств, рассмотренных в статье.

Cyburt и др. (2016) — Нуклеосинтез Большого взрыва: 2015Раннее образование лёгких ядер; год исходного препринта сохранён в названии.
Fewell (1995) — Нуклид с наибольшей средней энергией связиПочему пик энергии связи приходится на область железа и никеля, а максимума достигает никель-62.
Arcones и Thielemann (2023) — Происхождение элементовОбзор авторов, связывающий ядерные реакции, эволюцию звёзд, взрывы и распространённость элементов.
Käppeler и др. (2011) — s-процесс: ядерная физика, модели звёзд, наблюденияМедленный захват, ветвление, места протекания в звёздах и интерпретация смеси тяжёлых элементов Солнечной системы.
Domínguez и др. (2026) — Нуклеосинтез s-процесса в маломассивных звёздах AGB под действием нейтронного источника ¹³C(α,n)¹⁶OНейтронный источник углерода-13, промежутки между тепловыми импульсами и неопределённости в перемешивании звёзд.
Karakas и Lattanzio (2014) — Обзор Dawes № 2: нуклеосинтез и выходы одиночных звёзд малой и средней массыЭволюция звёзд AGB, перемешивание, ветры и возврат вновь образовавшихся ядер в межзвёздное пространство.
de Marcillac и др. (2003) — Экспериментальное обнаружение α-частиц, испускаемых при распаде природного радиоактивного висмутаЭкспериментальное доказательство того, что висмут-209 — чрезвычайно долгоживущий, но радиоактивный изотоп.
Prantzos и др. (2020) — Химическая эволюция с учётом выходов вращающихся массивных звёзд. II. Новая оценка компонентов s- и r-процессов в Солнечной системеЗависящий от модели вклад в распространённость элементов Солнечной системы, включая меньший вклад s-процесса в содержание золота.
Cowan и др. (2021) — Происхождение самых тяжёлых элементов: процесс быстрого захвата нейтроновБыстрый захват, замерзание реакций, деление ядер и ядерные измерения, необходимые для расчёта распределения распространённости элементов.
Wanajo (2007) — Холодный r-процесс в нейтринных ветрахТеоретически показано, что для быстрого захвата не требуется единая универсальная пороговая температура.
Thielemann и Cowan (2026) — r-процесс: история, необходимые условия, астрофизические места протекания и наблюденияОбновлённый обзор богатого нейтронами выброшенного вещества, возможных мест протекания процесса, наблюдений и нерешённых вопросов.
Metzger (2020) — КилоновыеРадиоактивный нагрев и перенос излучения в веществе, выброшенном при слиянии; препринт опубликован в 2019 году.
Abbott и др. (2017) — Мультимессенджерные наблюдения слияния двойной системы нейтронных звёздНаблюдения гравитационных волн и электромагнитного излучения GW170817.
Drout и др. (2017) — Кривые блеска слияния нейтронных звёзд GW170817/SSS17a: значение для нуклеосинтеза r-процессаНаблюдаемое изменение яркости и цвета интерпретируется с помощью моделей радиоактивного вещества, выброшенного при слиянии.
Watson и др. (2019) — Идентификация стронция при слиянии двух нейтронных звёздИдентификация конкретного химического элемента в спектре килоновой GW170817.
Foucart (2020) — Краткий обзор слияний чёрных дыр и нейтронных звёздУсловия, при которых после разрушения нейтронной звезды часть вещества остаётся за пределами чёрной дыры.
Siegel, Barnes и Metzger (2019) — Коллапсары как важный источник элементов r-процессаЧисленные модели предсказывают обильное образование тяжёлых элементов в веществе, истекающем из дисков коллапсаров.
Just и др. (2022) — В глобальных моделях альфа-вязкости дисков коллапсаров подавляются истечения вещества, подходящие для r-процессаМодели, показывающие, почему состав истекающего из коллапсаров вещества и его вклад остаются неясными.
Patel и др. (2025) — Прямые свидетельства нуклеосинтеза r-процесса в запаздывающем МэВ-излучении гигантской вспышки магнетара SGR 1806-20Сравнение смоделированного излучения радиоактивного распада с запаздывающим сигналом гамма-излучения от вспышки 2004 года.
Rauscher и др. (2013) — Уточнение астрофизического происхождения p-ядер на основе ядерной физики и данных метеоритовТяжёлые изотопы с избытком протонов, для образования которых необходимы иные механизмы, чем классические s- и r-процессы.
Choplin, Siess и Goriely (2022) — Процесс захвата нейтронов с промежуточной скоростью. III. i-процесс в AGB-звёздах разной массы и металличности без конвективного проникновенияМодели захвата нейтронов с промежуточной скоростью при вбросе протонов и их зависимость от перемешивания вещества в звезде.
Kobayashi (2025) — Нуклеосинтез и химическое обогащение галактикКак выход элементов, частота событий, потоки газа и звёздные популяции влияют на химическую эволюцию галактик.
Ji и др. (2016) — Обогащение элементами r-процесса в результате одного события в древней карликовой галактикеРаспределение содержания тяжёлых элементов в звёздах «Reticulum II», свидетельствующее об исключительно сильном обогащении этими элементами.
Willbold, Elliott и Moorbath (2011) — Изотопный состав вольфрама в мантии Земли до поздней аккрецииДанные, важные для понимания формирования ядра, последующей аккреции и распределения благородных металлов на Земле.
Taylor и Hofstra (2025) — Критически важные минеральные ресурсы в орогенных (золоторудных) и относящихся к типу Coeur d’Alene минеральных системах СШАГидротермальный перенос и концентрация металлов в минеральных системах.
Yeend, Shawe и Wier (1989) — Золото в россыпных месторожденияхВыветривание, перенос и концентрация уже существующего золота в речных отложениях.
Burbidge, Burbidge, Fowler и Hoyle (1957) — Синтез элементов в звёздахФундаментальное описание путей нуклеосинтеза, включая захват и распад.
Nomoto, Kobayashi и Tominaga (2013) — Нуклеосинтез в звёздах и химическое обогащение галактикГорение в звёздах и при взрывах, выход элементов при сверхновых и последующее химическое обогащение.

Все статьи этого раздела

Вернуться к блогу