Сергей Попов - Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени - от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Экстремальным примером сброса вещества белых карликов являются сверхновые типа Ia. При слиянии двух белых карликов, суммарная масса которых превосходит критическую, или при длительной аккреции вещества на белый карлик происходит мощный термоядерный взрыв, приводящий к полному разлету вещества (при этом также идут реакции синтеза). Основная часть железа, окружающего нас, появилась именно в результате таких событий. Кроме того, огромное количество железа, синтезируемого массивными звездами, по большей части оказывается внутри нейтронных звезд и черных дыр, где разрушается и не попадает в окружающее пространство.

Окружающее нас железо в основном обязано своим происхождением взрывам белых карликов.

Далеко не все тяжелые элементы образуются в ядрах звезд. Реакции образования тяжелых элементов, не связанные с термоядерным горением в ядрах звезд, делят на несколько групп. Это медленный (s-) процесс, быстрый (r-) процесс и p-процесс (связанный с p-ядрами, в которых много протонов).

s-процесс, предложенный Дональдом Клейтоном (Donald D. Clayton), связан с медленным захватом нейтронов. В s-процессе образуются элементы с самыми разными массами, но он более важен для элементов с массами ядер менее 100, а также в районе масс 138 и 208. Поставщиком нейтронов в основном являются реакции захвата альфа-частиц ядрами 13C и 22Ne. Первая реакция дает 16O и нейтрон, а вторая – 25Mg и нейтрон. S-процесс идет в первую очередь во внешних слоях звезд-гигантов, поэтому образующиеся в этом процессе элементы потом легко попадают в межзвездную среду в результате сброса оболочек. Освобожденные в результате s-процесса нейтроны легко проникают в ядра, а затем в результате бета-распада, т. е. испускания электрона, превращаются в протоны. Таким образом происходит переход элемента в таблице Менделеева на одну клетку вправо.

Ядра могут захватывать нейтроны и очень быстро (r-процесс): скорость захвата при этом существенно превосходит темп бета-распада. Это позволяет при наличии очень мощного потока нейтронов за короткое время продвинуться в сторону тяжелых ядер. Такой процесс реализуется в двух основных случаях: взрывы сверхновых с коллапсом ядра и слияние нейтронных звезд. В обоих случаях есть мощный поток нейтрино (и антинейтрино), который способствует появлению элементов, богатых нейтронами (вплоть до урана). Современные расчеты показывают, что элементы с массой ядра более 140 в основном синтезируются при слияниях нейтронных звезд.

s-процесс – это медленный захват нейтронов, который идет в оболочках звезд-гигантов.

Распад образовавшихся радиоактивных элементов вносит большой вклад в кривые блеска сверхновых (на поздних стадиях) и в светимость пока еще гипотетических «килоновых», возникающих в результате слияния нейтронных звезд.

r-процесс – это быстрый захват нейтронов, который идет при взрывах сверхновых и слияниях нейтронных звезд.

Особый, так называемый p-процесс необходим для создания богатых протонами ядер. К ним относятся, например, 74Se, 92Mo, 120Te, 190Pt. Обсуждается два варианта p-процесса: или в ядро добавляются протоны, или из него убираются нейтроны. В настоящее время нет полной ясности в том, какой вариант является преобладающим, поскольку пока не выявлены астрофизические сценарии, в которых сразу с нужной эффективностью создавались бы все p-ядра. По всей видимости, часть таких ядер формируется в результате выбивания нейтронов фотонами. Это возможно в горячей плазме, при температуре 2–4 млрд градусов, когда по веществу проходит фронт ударной волны во время вспышки сверхновой. Возможно, что мощный поток нейтрино помогает в этой же ситуации сформировать еще некоторые p-ядра.

Литий, бериллий и бор образуются в реакциях скалывания с участием космических лучей.

Наконец, литий, бериллий и бор формируются в так называемых реакциях скалывания (небольшие количества изотопа 7Li образуются также в результате первичного нуклеосинтеза): частицы космических лучей, обладающие большими энергиями, налетают на ядра и раскалывают их с образованием легких элементов. Вероятность взаимодействия частицы с ядром невелика, поэтому такие реакции происходят довольно редко, и этих элементов в природе довольно мало. Интересно, что не только протоны космических лучей могут образовывать легкие ядра в результате «налетания» на ядра кислорода, углерода, азота и т. д. в межзвездной среде, но и наоборот – CNO-ядра космических лучей могут взаимодействовать с водородом и гелием в межзвездной среде. В результате космические лучи обогащаются LiBeB-ядрами по сравнению с типичным солнечным химическим составом.