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.
Читать дальше
