После истощения запасов неона ядро звезды становится кислородно-магниевым, оно снова поджимается, температура растет и игра продолжается. Теперь ядра кислорода, попарно сливаясь, превращаются в кремний или серу. Кроме того, появляется немного аргона, кальция, хлора и других элементов.
Следующий на очереди — кремний. Напрямую два ядра кремния слиться не могут — из-за большого заряда слишком велико электрическое отталкивание между ними. Поэтому начинает идти множество разных реакций с участием альфа-частиц. Термин «горение кремния» достаточно условен, поскольку разных каналов реакций в самом деле много. На этой стадии возникают разные элементы вплоть до железа.
Железо (и близкий к нему никель) выделяется из всех элементов тем, что у него максимальная энергия связи. Нуклоны нельзя упаковать эффективнее: и на то, чтобы разбить ядро железа на части, и на то, чтобы создать из него более тяжелые ядра, требуется затратить энергию. Поэтому первое время было непонятно, как может образование элементов в звездах идти дальше железа, и существование во Вселенной тяжелых ядер, как, например, у золота или урана, оставалось совершенно необъяснимым. Подход к объяснению был найден в середине 1950-х годов, когда были предложены сразу два механизма образования в звездах элементов тяжелее железа. Оба они основываются на способности ядер захватывать нейтроны.
Великие медленные короли
Первый из этих механизмов получил название медленного захвата нейтронов, или s-процесса (от англ. slow — «медленный»). Он протекает в конце жизни звезд с массой от 1 до 3 солнечных, когда они достигают стадии красного гиганта. Причем идет этот процесс не в плотном горячем ядре звезды, а в слоях, лежащих выше. У таких относительно легких звезд стадия гиганта имеет большую продолжительность, измеряемую десятками миллионов лет, и этого хватает для существенного преобразования вещества.
Отраженная в названии медлительность s-процесса связана с тем, что он протекает в течение длительного времени при низкой концентрации нейтронов. Однако и небольшое количество нейтронов надо откуда-то брать — никакого запаса этих частиц быть не может. В звездах-гигантах идет несколько видов реакций, в которых выделяются нейтроны. Например, углерод-13, захватив альфа-частицу, превращается в кислород-16, и при этом испускается нейтрон. Свободные нейтроны, поскольку им не мешает кулоновское отталкивание, легко проникают в ядра атомов и увеличивают их массу. Правда, если нейтронов станет слишком много, ядро потеряет устойчивость и развалится на части. Но поскольку свободных нейтронов в красных гигантах немного, у ядра есть время, чтобы относительно безболезненно ассимилировать пришельца, испустив при необходимости электрон. При этом один из нейтронов в ядре становится протоном, и заряд ядра на единицу увеличивается, что соответствует превращению одного элемента в другой — следующий по порядку в таблице Менделеева. Таким путем можно получить очень тяжелые элементы, например свинец и барий. Или технеций. В свое время открытие этого тяжелого и достаточно быстро распадающегося элемента в атмосферах красных гигантов было даже истолковано некоторыми учеными как свидетельство в пользу существования внеземных цивилизаций! На самом же деле он просто выносится из недр на поверхность за счет перемешивания вещества.
Когда жизнь такого красного гиганта подходит к концу, его ядро превращается в плотного белого карлика, а оболочка рассеивается в окружающем пространстве за счет звездного ветра или образования планетарной туманности. Тем самым межзвездная среда пополняется наработанными за время жизни звезды тяжелыми элементами, и постепенно химический состав Галактики эволюционирует за счет звездного нуклеосинтеза. К тому моменту, когда образовалась Солнечная система, этот процесс шел уже 8 миллиардов лет, и около 1% межзвездного вещества успело превратиться в тяжелые элементы, из которых, в частности, сложена наша планета.
Катализаторы звездной жизни
В массивных звездах переработка водорода в гелий идет иначе, нежели в звездах-карликах вроде Солнца. При температуре около 20 миллионов градусов работает так называемый углеродно-азотно-кислородный (CNO) цикл. Углерод в нем играет роль ядерного катализатора, а сам в реакциях не расходуется. Чтобы реакции были эффективны, его нужно совсем немного, но все же CNO-цикл возможен только в звездах современного химического состава, вещество которых уже обогатилось углеродом в ходе жизни предыдущих поколений звезд. Углерод-12 захватывает протон и превращается в азот-13, а тот, испустив позитрон, — в углерод-13. Далее, захватывая подряд два протона, он становится сначала азотом-14 и потом кислородом-15. Тот снова выбрасывает позитрон и превращается в азот-15, который, сталкиваясь с уже четвертым по счету протоном, распадается на альфа-частицу (то есть ядро гелия) и углерод-12. В итоге мы возвращаемся к исходному ядру углерода, но по пути превращаем 4 протона в ядро гелия. Правда, изредка (в одном из 880 случаев) на последнем этапе цикла азот-15 может слиться с протоном в устойчивое ядро кислорода-16. Это приводит к медленному расходованию катализатора-углерода.
Орден Феникса
Практически все атомы вашего тела в свое время побывали в недрах звезд. Многие из них пережили катастрофические взрывы сверхновых , и, более того, некоторые образовались именно в моменты таких взрывов. Мы, как феникс, родились из пепла, но из пепла звезд. Взрывы сверхновых очень важны уже потому, что это эффективный способ выбросить в космос наработанные в звезде элементы. Если итогом взрыва, как это чаще всего бывает, становится нейтронная звезда, в нее превращается только относительно небольшое ядро красного гиганта, состоящее в основном из железа и никеля. Например, при начальной массе звезды в 20 солнечных в нейтронную звезду превратится не более 7% вещества, все остальное выметается взрывом в космос и доступно для формирования новых светил.
Однако поддержанием этого космического круговорота вещества роль сверхновых не исчерпывается. Прямо во время взрыва в них могут образовываться новые элементы. Примерно 10 секунд новорожденная нейтронная звезда успевает побыть «алхимиком». Перед самым взрывом структура массивной звезды подобна луковице. Ядро окружено несколькими оболочками, состоящими из все более легких элементов. В тот самый момент, когда ядро начинает катастрофически сжиматься, превращаясь в нейтронную звезду или черную дыру, по лежащим выше слоям от центра наружу пробегает волна взрывного ядерного горения. В результате химический состав вещества сильно сдвигается в сторону тяжелых элементов.
Считается, что наиболее эффективно обогащают Вселенную тяжелыми элементами звезды с массами от 12 до 25 солнечных. Их железное ядро окружает мощная кремниево-кислородная оболочка, которая после сброса дает элементы от натрия до германия (включая железо). В более массивных звездах слишком много вещества, состоящего из тяжелых элементов, проваливается внутрь черной дыры, и наружу ускользают только достаточно легкие. Звезды поменьше, с массами в 8—12 солнечных, не обладают такой оболочкой, и поэтому элементов группы железа в них образуется мало. Зато... появляются много более тяжелые элементы.
Свежий нейтринный ветер
Когда чудовищные силы гравитации сжимают уставшее сопротивляться ядро звезды, ядра атомов буквально спрессовываются друг с другом. Носящиеся между ними электроны, оказавшись в ловушке, вдавливаются в ядра и сливаются с протонами, превращая их в нейтроны. При этом выделяются нейтрино — трудноуловимые частицы, которые обычно легко пронизывают всю толщу звезды и уходят в космос. Однако в момент образования нейтронной звезды их становится так много, что пренебрегать ими уже нельзя.
Возникает так называемый нейтринный ветер. Подобно тому как давление света в массивных звездах приводит к истеканию вещества в виде звездного ветра, нейтрино увлекают протоны и нейтроны. Даже если вначале нейтронов было не слишком много, они появляются в результате реакций между протонами и нейтрино. В веществе образуется избыток нейтронов, которые могут проникать в ядра, формируя все более и более тяжелые изотопы. Из-за огромного потока нейтронов ядра ими буквально переполняются, отчего становятся крайне нестабильными и начинают очень быстро избавляться от избыточной нейтронизации — нейтроны в них превращаются в протоны. Но едва только это происходит, как новые волны нейтронов опять доводят ядра «до предела».
Взрыв сверхновой происходит несимметрично, что сильно затрудняет его компьютерное моделирование. Фото SPL/EAST NEWS
Вся эта вакханалия, длящаяся лишь несколько секунд, получила название r-процесса (от англ. rapid — «быстрый»). Ее итогом становятся ядра всех масс вплоть до самых тяжелых. Например, для выявления последствий r-процесса часто ищут следы такого редкого элемента, как европий, поскольку он, вероятнее всего, рождается только с помощью этого механизма. В r-процессе образуются, например, платина и актиноиды — тяжелые радиоактивные элементы, к которым относится, в частности, уран. Относительное содержание изотопов последнего, равно как и тория, часто используют для оценки возраста звезд.
