Подавляющая часть этой энергии уходит в форме нейтрино и гравитационных волн, но примерно 1% идет на нагрев внешних слоев звезды и их сброс. На короткое время звезда становится сравнима по яркости с целой галактикой, и ее называют «сверхновой». В 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако (БМО) вспыхнула сверхновая. Наблюдались не только ее световая вспышка, но и поток нейтрино, сброшенная оболочка и тяжелые элементы. При взрыве сверхновой происходят четыре важные для нуклеосинтеза процесса.

Во-первых, кислород, неон, кремний и прочие образовавшиеся в звезде элементы при взрыве попадают в межзвездную среду. Именно поэтому все звезды, следующие за их первым поколением, уже состоят не из чистого водорода и гелия. Во-вторых, проходящая через оболочку энергия нагревает газ и стимулирует ядерные реакции, в которых формируются различные элементы и их изотопы, окружающие нас. Даже покидающие ядро нейтрино вызывают несколько дополнительных реакций, которые служат, например, основным источником фтора. В-третьих, избыток энергии, железа и нейтронов делает возможным синтез элементов тяжелее железа (см. ниже). В-четвертых, расширяющаяся газовая оболочка звезды, сталкиваясь с окружающим межзвездным газом, порождает ударные волны, в которых отдельные атомы, по-видимому, получают огромную энергию и входят в состав космических лучей. В свою очередь, космические лучи, сталкиваясь в межзвездной среде с ядрами углерода, азота, кислорода и других элементов, расщепляют их, образуя, например, бериллий и бор, которые, по-видимому, не формируются ни в ранней Вселенной, ни в звездах.

Сверхновые описанного выше типа, включая Сверхновую 1987А в БМО, получаются только из массивных, короткоживущих звезд. Однако иногда фиксируются взрывы сверхновых среди довольно старых и не очень массивных звезд. Физика этого процесса должна быть совершенно иной, поскольку звезды умеренной массы должны заканчивать жизнь, превращаясь в белый карлик, а не испытывать коллапс ядра.

Однако углеродно-кислородный белый карлик взрывается, если его масса превышает предел Чандрасекара. Значит, он может взорваться, если с соседней звезды на него перетечет газ (таких пар немало, в них иногда наблюдаются вспышки новых) или если два белых карлика одной системы сблизятся и сольются. При взрывном горении углерода и кислорода в основном образуются железо и близкие к нему элементы. Выделившейся энергии достаточно для объяснения феномена сверхновой у старых звезд. Взорвавшаяся звезда разрушается и не оставляет после себя нейтронной звезды, как сверхновые с коллапсирующими ядрами.

Итак, сверхновые и их родительские звезды создают элементы от углерода до никеля и выбрасывают их в космическое пространство. Водород, гелий и немного лития сохранились от нуклеосинтеза в ранней Вселенной. Бериллий, бор и дополнительный литий созданы космическими лучами. Но откуда взялись более тяжелые элементы?

s-, r- и p-процессы. Образование ядер сложнее железа сталкивается с двумя проблемами. Во-первых, в этих реакциях не выделяется энергия, которая могла бы сделать их самоподдерживающимися; напротив, они потребляют энергию. Во-вторых, в этих ядрах уже так много протонов, что им трудно сблизиться, не разрушив друг друга. Поэтому синтез элементов от меди до урана возможен только путем добавления нейтронов (и энергии) к железу.

Захватив от одного до трех нейтронов, ядра становятся нестабильными и распадаются, превращая один или больше нейтронов в протоны и образуя таким образом элементы тяжелее железа. Детали этого сложного процесса были описаны в середине 1950-х годов А.Камероном в Канаде, а также М. и Дж.Бербидж, У.Фаулером и Ф.Хойлом, работавшими в США. Поскольку все образующиеся в этом процессе элементы редки, через него проходит немного вещества.

Какие именно элементы и изотопы рождаются, зависит от того, каков поток нейтронов и как долго он действует на вещество. Сверхновые выбрасывают гигантский поток нейтронов за короткое время, поэтому образуются стабильные изотопы элементов с избытком нейтронов. Поскольку захват нейтронов происходит быстро, этот процесс синтеза элементов называют r-процессом (от англ. rapid – быстро).

Большинство прочих изотопов может образоваться при медленном захвате нейтронов. В этих реакциях, известных как s-процесс (от англ. slow – медленно) требуется захватить несколько нейтронов за годы, а не за секунды. Подходящие условия для s-процесса появляются на поздних стадиях жизни звезд, когда водород с гелием в них выгорают и они становятся белыми карликами. Нейтроны, вылетающие, например, из ядер ¹³С, достаточно энергичны, чтобы внедриться в ядра железа или более массивные ядра. Есть прямые тому свидетельства: некоторые постаревшие звезды непосредственно перед сбросом планетарной туманности имеют на поверхности много бария и других характерных для s-процесса элементов. Иногда наблюдается технеций, а поскольку у него нет стабильных изотопов и он распадается менее чем за миллион лет, то ясно, что он был «изготовлен» в самой звезде.

На рис. 3 показана цепочка захватов и распадов в s-процессе от иттербия (с 70-ю протонами) до осмия (76 протонов). Изотопы, родившиеся в r- и s-процессах, обозначены соответственно. Некоторые очень редкие изотопы не создаются ни одним из этих процессов, однако их можно получить, добавляя протоны, отнимая нейтроны или превращая нейтроны в протоны в продуктах r- и s-процессов. Все это называют p-процессом (от proton); его могут вызывать космические лучи, ударные волны и нейтрино от сверхновых.

(19.41 Кб)

назад   дальше