ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКЦИИ С ОБРАЗОВАНИЕМ ЭЛЕМЕНТОВ БОЛЕЕ ТЯЖЕЛЫХ, ЧЕМ 12С

Ядерные реакции, описанные в § 17—19, внушают идею об образовании всех химических элементов из примитивного водорода, а также примитивного гелия в звездах. Рассмотрим эту возможность.

Если первые звезды состояли из чистого водорода, то гелий, естественно, образовывался в результате протон-протонной реакции. Попутно могли образовываться ядра Li, Be, В, очень чувствительные к захвату протона. Они «выгорают» уже при сравнительно невысоких температурах даже в оболочках звезд так же, как и дейтерий. При осуществлении углеродного цикла образуется весьма устойчивое ядро . В равновесных условиях в недрах звезды число ядер азота значительно превышает число углеродных ядер [см. (17.14)].

Когда в центре звезды водород выгорит и ядро ее, сжимаясь, разогреется до , вступает в строй реакция сгорания гелия (17.15) с итогом . Но одновременно возможны реакции

сопровождающиеся дальнейшим и, наконец, полным исчерпанием гелия. Они требуют все более высокой температуры порядка . Если дальнейшее сжатие ядра и его разогревание продолжаются и температура достигает 10 К, то в поле излучения появляются настолько жесткие кванты, что становится возможной эндоэргическая реакция

Наряду с этим у ядер сохраняется способность к захвату а-частиц с выделением энергии, так что в конечном итоге как бы действует реакция

обогащающая содержание магния. Далее возможны новые ступени захвата а-частиц:

и т.д., .

Для синтеза более тяжелых ядер необходима температура до и уплотнение до . В этих условиях происходит взаимодействие между самими ядрами, которые находятся в статистическом равновесии, так что наиболее устойчивые (т. е. обладающие наибольшей энергией связи) ядра будут наиболее многочисленными — так образуются элементы «железного пика», а у звезды — железное ядро.

Для синтеза более тяжелых элементов необходимы нейтроны.

Их источник можно искать в околоядерной оболочке звезды, где еще сохранился гелий. Там возможна реакция

и аналогичные с .

В частности, при температуре выше может быть весьма эффективной реакция . Если есть перемешивание, то нейтроны легко захватываются ядрами , что приводит к значительному обогащению тяжелых элементов, но за захват нейтронов приводит к образованию ядер, легко выбрасывающих а-частицу, что возвращает их к — элементам, богато представленным в космосе сравнительно с их соседями. Мыслимы и другие источники нейтронов — в самом ядре звезды (например, при и расходовании и образование тяжелых элементов. Все это протекает сравнительно медленно: на отдельный акт захвата нейтрона требуется . Но существуют и быстрые процессы. Один из них связан с внезапным распадом ядер железа на а-частицы при повышении температуры от 7 млрд до 8,2 млрд К. Если первоначальное соотношение , то теперь получается 49 : 1. При этом выделяется четыре нейтрона и требуется энергии. Но при 8 млрд К тепловая энергия в 1 г вещества составляет , следовательно, для трансформации нужна опять гравитационная энергия, которая берется из сжатия. Она почти вся уходит на повышение ядерной энергии, а на тепловую остается мало. Гидродинамическое равновесие нарушается, и оболочка испытывает быстрое (до 1 с) спадание (коллапс), при котором происходит новое разогревание (до ) и термоядерный взрыв на основе ядерных превращений элементов, сохранившихся в оболочке. Вновь протекают сложные реакции с захватом а-частиц и протонов, а сохранившиеся от взрыва ядра элементов «железного пика», находясь в плотном сморе нейтронов» (до ), быстро захватывают их и эволюционируют вновь до тяжелых ядер вроде ; этот процесс протекает за 200 с. По-видимому, процесс вроде описанного должен сопровождаться гигантским взрывом звезды, полностью изменяющим ее облик. Такие взрывы могут наблюдаться, вероятно, во время вспышек сверхновых звезд, с которыми мы познакомимся ближе в главе V.

Разумеется, мы могли только очень бегло указать на термоядерные реакции, которые приводят к синтезу элементов в звездах. Все детали этих процессов требуют для своего понимания исчерпывающего знания современной ядерной физики. Сказанного достаточно, чтобы оправдать наше первоначальное предположение о том, что синтез всех элементов действительно может осуществляться в звездах. Правда, мы вынуждены тогда допустить, что в недрах звезд возможна температура до 10 млрд, градусов. Модели звезд с такими температурами еще не построены и внешние характеристики их еще неизвестны. Но их исследование — одна из ближайших заманчивых перспектив современной астрофизики.