Текст книги "Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной"

4.7. Сверхновые

Существует несколько типов сверхновых. Первоначально деление на типы происходило на основе наблюдательных данных (спектры, кривые блеска), но гораздо важнее отличие в физическом механизме. Существует два принципиально разных типа сверхновых. Первые – это сверхновые с коллапсом ядра, у которых вспышка является финальным аккордом эволюции массивной звезды, чье ядро потеряло устойчивость. Как правило, после вспышки сверхновой такого типа остается компактный остаток – нейтронная звезда или черная дыра. Второй тип сверхновых – это термоядерные взрывы белых карликов. В этом случае вырожденный звездный остаток (белый карлик) достигает критической массы, что приводит к термоядерному взрыву. Чаще всего при этом все вещество оказывается рассеянным в окружающем пространстве. Сверхновые с коллапсом ядра могут относиться к разным подклассам – IIL, IIP, Ib/c и др. Взрывы белых карликов – это сверхновые типа Ia. Кроме того, массивные звезды могут заканчивать свою жизнь без взрыва, их ядра при этом превращаются в черные дыры.

Взрывы сверхновых связаны с процессами в ядрах массивных звезд на финальных стадиях эволюции или со взрывами сверхкритических белых карликов.

Звезды-прародители сверхновых с коллапсом ядра характеризуются тем, что углерод в них зажигается, когда вещество ядра еще не находится в вырожденном состоянии (иначе образуется O-Ne-Mg белый карлик). Это позволяет в дальнейшем пройти цепочку термоядерных реакций вплоть до формирования железного ядра (если звезда не взорвется раньше из-за неустойчивости кислородного ядра, см. ниже). Граница, разделяющая взрывающиеся и невзрывающиеся звезды, соответствует массам на Главной последовательности в диапазоне 8–10 масс Солнца. Точное значение этой граничной массы зависит от параметров звезды (химический состав, вращение) и ее эволюции (является ли звезда компонентом тесной двойной системы).

В зависимости от массы звезды сверхновые с коллапсом ядра могут сильно отличаться друг от друга по механизму взрыва (из-за разных свойств ядра) и по наблюдаемым проявлениям (из-за разной структуры внешних слоев).

Судьба ядра массивной звезды в первую очередь зависит от ее массы.

Самые легкие из взрывающихся звезд порождают особый тип вспышек – сверхновые с захватом электронов. У таких объектов еще не сформировалось железное ядро, и их недра состоят из кислорода, неона и магния. Ядра магния и неона начинают захватывать электроны, перескакивая на одну клетку назад в таблице Менделеева. Это приводит к дальнейшему сжатию ядра, поскольку восстановить гидростатическое равновесие не удается. Процесс продолжается, пока не начнется взрывное термоядерное горение кислорода, ядро сжимается и дальше, превращаясь в нейтронную звезду. А внешний наблюдатель видит взрыв сверхновой.

У более массивных звезд (примерно 10–80 масс Солнца, точные значения плохо известны и зависят от множества параметров) коллапсирует железное ядро. Внутренние части звезды теряют устойчивость не по причине падения давления, а потому что при сжатии оно теперь растет медленнее, чем это необходимо для восстановления равновесия. Например, это может происходить из-за диссоциации (деления) ядер железа фотонами или из-за захвата электронов ядрами, но теперь все начинается не с магния и неона, а с элементов группы железа.

Коллапс ядра продолжается, пока не достигается ядерная плотность. В этот момент происходит так называемый отскок (bounce). Упругость внутренних частей резко возрастает, а внешние части падают на них, и происходят два события. Во-первых, наружу начинает двигаться ударная волна. Во-вторых, запускаются урка-процессы[4]4
  Урка-процессы – это процессы уноса энергии из ядра звезды с помощью нейтрино. Впервые этот механизм был предложен в 1940 г. Георгием (Джорджем) Гамовым и Марио Шёнбергом (Mario Schenberg). Происхождение названия Гамов объяснил в своей книге «Моя мировая линия: Неформальная биография» (М.: Наука, 1994): «Мы назвали его урка-процессом, отчасти чтобы отметить казино, в котором мы впервые встретились, и отчасти потому, что урка-процесс приводит к быстрой откачке тепловой энергии изнутри звезды, подобно быстрому исчезновению денег из карманов игроков в Казино да Урка».


[Закрыть], при которых протоны захватывают электроны (а нейтроны – позитроны), при этом испускаются нейтрино (или антинейтрино).

Основная энергия при коллапсе связана со сжатием ядра, т.e. с выделением гравитационной потенциальной энергии. Изначально, до начала коллапса, ядро похоже на белый карлик и при массе около 2 солнечных имеет размер порядка нескольких тысяч километров. В результате катастрофического сжатия до размеров в десятки километров выделяется огромная энергия, превосходящая 10⁵³ эрг (10⁴⁶ Дж). В основном эта энергия переходит именно в нейтрино, которые из-за высоких температуры и плотности какое-то время «заперты» внутри звезды (она для них непрозрачна). Чтобы произошел взрыв, нужно передать эту энергию ударной волне. Сделать это непросто, и в настоящее время продолжаются дискуссии о том, как это происходит. Основной гипотезой долгое время была именно передача энергии от нейтрино расширяющейся оболочке, но сейчас рассматриваются и другие варианты, в которых важную роль играет магнитное поле или другие процессы.

Массивные звезды с массами менее 30 масс Солнца в основном дают нейтронные звезды.

Как бы то ни было, мы наблюдаем сверхновые, а значит, условия для взрыва создаются. Кинетическая энергия расширяющегося вещества составляет около 10⁵¹ эрг (10⁴⁴ Дж) – примерно 1 % от полной энергии сверхновой. Чтобы при этом наблюдалась яркая вспышка, часть энергии должна выделяться в видимом диапазоне. Для этого есть несколько возможностей.

Во-первых, ударная волна, проходя сквозь внешние части звезды, нагревает их. Затем эта энергия постепенно высвечивается в видимом диапазоне. Во-вторых, в результате взрыва сверхновой (это особенно важно для сверхновых Ia, где нет внешней оболочки, в которой можно было бы запасти энергию) создается большое количество радиоактивных элементов, прежде всего никеля-56 (⁵⁶Ni). Этот элемент затем превращается в кобальт-56 и наконец в стабильное железо-56. При этом выделяется энергия, которую мы и видим как вспышку сверхновой со спаданием блеска иногда в течение сотен дней после достижения максимума. Как правило, высвечиваемая энергия меньше кинетической энергии взрыва.

Коллапс связан с невозможностью поддерживать гидростатическое равновесие в ядре.

Иногда коллапс не останавливается – тогда рождается черная дыра. Этот процесс не сопровождается взрывом. Недавно появились первые непосредственные наблюдательные свидетельства в пользу этого: обнаружено исчезновение массивных звезд, не сопровождаемое вспышкой. Возможен и промежуточный случай. Коллапс останавливается – появляется протонейтронная звезда, происходит взрыв, но на компактный объект продолжает выпадать вещество. Если масса его дорастет до критической, то произойдет коллапс в черную дыру. Если же выделение энергии при отскоке окажется слишком незначительным, тогда взрыв не произойдет, а выпадение большой массы на появившийся компактный объект приведет к формированию черной дыры.

Энергия сверхновой с коллапсом ядра связана с выделением гравитационной потенциальной энергии.

Наконец, очень массивные звезды (примерно 150–260 масс Солнца) дают особый вид сверхновых без остатка. Это сверхновые с рождением пар. В кислородных ядрах таких звезд температура вырастает настолько, что энергии фотонов оказывается достаточно для рождения электрон-позитронных пар. Энергия идет не на поддержание давления, а на рождение новых частиц, и в результате начинается коллапс, поскольку нарушается гидростатическое равновесие. Если масса звезды не слишком велика, то термоядерное горение кислорода может остановить коллапс, и тогда очень мощный взрыв разносит всю звезду без остатка. Если же звезда очень массивна, то образуется черная дыра.

Звезды с массами от 30 до 150 масс Солнца в основном порождают черные дыры.

Последние стадии жизни очень массивных звезд, предшествующие окончательному взрыву из-за рождения пар, могут сопровождаться пульсациями с очень большим выделением энергии. По светимости они соответствуют сверхновым, но полное энерговыделение при таких пульсациях, конечно, меньше, поскольку не происходит сильного сжатия (т.e. нет выделения большой гравитационной потенциальной энергии) и рождения нейтрино.

Звезды от 150 до 260 масс Солнца могут взрываться без остатка.

В последние годы обнаружено много необычных сверхновых с очень высокой светимостью или нестандартной кривой блеска. Для их объяснения привлекаются различные механизмы. Отметим среди них дополнительное выделение энергии в результате образования быстро вращающейся нейтронной звезды с сильным магнитным полем. Замедляя свое вращение (как экстремальный радиопульсар), такой объект может поставлять дополнительную энергию, сравнимую с полной кинетической энергией взрыва.

Сверхновые типа Ia – это термоядерный взрыв массивного белого карлика.

Если сверхновые, связанные с массивными звездами, могут быть очень разными, то сверхновые типа Ia, наоборот, очень похожи друг на друга. Это связано с тем, что взрываются очень похожие объекты – сверхкритические белые карлики.

Известно, что для белых карликов существует верхний предел массы, называемый чандрасекаровским. Однако по мере роста массы еще до достижения этого предела в недрах компактного объекта могут сложиться условия для термоядерного горения углерода. Поскольку белый карлик состоит из вырожденного вещества, то он не может быстро отреагировать на выделение энергии и восстановить равновесие. Поэтому происходит термоядерный взрыв, полностью разрушающий звезду.

Массивные звезды взрываются в нашей Галактике раз в 30–50 лет. Белые карлики – в несколько раз реже.

Есть две основные возможности увеличения массы белого карлика, обе реализуются в тесных двойных системах. Это или постепенная аккреция вещества звезды-соседки через внутреннюю точку Лагранжа, или слияние двух белых карликов с суммарной массой, превосходящей критическую. По всей видимости, оба канала могут быть реализованы в природе. Однако данные наблюдений свидетельствуют в пользу того, что основная доля сверхновых типа Ia связана со слияниями белых карликов.

В нашей Галактике сверхновые с коллапсом ядра в среднем происходят раз в 30–50 лет, а сверхновые типа Ia – в 5–10 раз реже. К сожалению, за все время телескопических наблюдений не удалось увидеть ни одной вспышки в нашей Галактике. Самой близкой сверхновой за последние годы была SN1987A, вспыхнувшая в 1987 г. в Большом Магеллановом Облаке. От нее даже удалось зафиксировать нейтринный сигнал, подтвердивший правильность наших базовых представлений о физике этого процесса.

При вспышке сверхновой блеск в максимуме может в миллиарды раз превосходить светимость Солнца, а сама длительность вспышки исчисляется месяцами. Поэтому сверхновые хорошо видны на больших расстояниях, и их можно обнаружить даже спустя значительное время после максимума блеска. Благодаря современным обзорам неба удается открывать сотни сверхновых в год в далеких галактиках. Особое значение придается изучению сверхновых типа Ia, поскольку они важны для космологических приложений (именно с их помощью впервые было обнаружено ускоренное расширение Вселенной).

В максимуме блеска светимость сверхновой может превосходить несколько миллиардов солнечных.

Взрывы сверхновых всех типов играют большую роль в эволюции Вселенной, поскольку в результате этих событий синтезируется большое количество тяжелых элементов, которые выбрасываются в межзвездную среду. Взрывы звезд первого поколения – так называемого населения III – смогли уже на ранних этапах жизни Вселенной обогатить газ элементами тяжелее гелия, что было важно для космической эволюции.

Глава 5
Синтез элементов и термоядерные реакции

В ранней Вселенной плотность и температура были слишком высоки для появления составных структур. В первые мгновения после рождения во Вселенной не могли существовать даже ядра элементов периодической системы. Однако спустя несколько микросекунд после начала расширения стало возможно возникновение протонов – ядер водорода. В интервале от нескольких секунд до нескольких минут шел процесс первичного нуклеосинтеза: протоны и нейтроны объединялись в более сложные ядра. По окончании этого процесса Вселенная оказалась состоящей на 75 % (по массе) из водорода и на 25 % – из гелия. Количество более тяжелых элементов было пренебрежимо мало.

Остальные элементы формировались позже. Элементы легче железа главным образом получаются в результате термоядерных реакций в звездах, которые по окончании своего жизненного цикла выбрасывают часть наработанных элементов в окружающее пространство. Элементы «железного пика» (Fe, Ni, Co) в основном образуются и попадают в межзвездную среду в результате вспышек сверхновых разного типа. Таким же образом образуются и многие более тяжелые элементы. Наконец, часть тяжелых элементов (например, золото) могут формироваться в результате слияния нейтронных звезд в двойных системах.

5.1. Первичный состав. Реакции в ранней Вселенной. Первые звезды

Наряду с наблюдением реликтового излучения, определением параметров крупномасштабной структуры и данными по динамике расширения видимой части Вселенной модель первичного нуклеосинтеза является одной из основ современной космологии.

Элементы тяжелее гелия в основном формируются в звездах или в катастрофических процессах, связанных со звездными остатками.

По мере расширения Вселенной ее температура и плотность уменьшаются. Спустя несколько секунд после начала расширения, когда температура снижается до 10⁸–10⁷ K, создаются условия для протекания термоядерных реакций.

Первичный нуклеосинтез протекает в период от нескольких секунд до нескольких минут после начала расширения Вселенной.

Первыми образуются ядра дейтерия. Однако они эффективно «сгорают» в последующих реакциях, и лишь ничтожное количество этого изотопа попадет в первые звезды и межзвездный газ. Поэтому изучать его первичное обилие очень непросто. В последнее время это удается сделать путем изучения спектра очень далеких квазаров.

Затем наступает очередь более тяжелых ядер. В частности, формируется большое количество ядер гелия-4 (⁴He). Однако значительная часть протонов не попадает в состав сложных ядер по причине нехватки нейтронов, которых на этой стадии примерно в семь раз меньше. Это связано с тем, что нейтрон немного тяжелее протона, поэтому в ранней Вселенной формируется разное количество этих частиц. В ядре гелия-4 два протона и два нейтрона, и, если Вселенная состоит только из водорода и гелия, а отношение числа нейтронов и протонов составляет 1/7, можно легко подсчитать, что на одно ядро гелия придется 12 протонов (ядер водорода ¹H). Масса ядра гелия-4 примерно в 4 раза больше массы протона, поэтому доля гелия (по массе) во Вселенной составляет 4/16 (т. е. 1/4), а доля водорода – 3/4.

По окончании эпохи первичного нуклеосинтеза барионное вещество во Вселенной в основном состоит из водорода (75 %) и гелия (25 %).

Доля элементов тяжелее гелия во Вселенной в эту эпоху крайне мала, поскольку присоединение нейтронов и протонов к гелию-4, а также объединение двух ядер гелия-4 (альфа-частиц) не приводит к образованию устойчивых ядер (таковых с массами 5 и 8 не существует). Из более тяжелых элементов образуются только небольшие количества ⁷Li и ⁷Be (бериллий достаточно быстро превращается в литий, захватывая электрон). Однако Вселенная достаточно быстро расширяется (ее плотность падает) и остывает. Кроме того, постепенно становится важным распад свободных нейтронов. Поэтому спустя примерно тысячу секунд термоядерные реакции полностью прекращаются, и химический состав остается постоянным до образования первых звезд.

Первые модели первичного нуклеосинтеза появились в 1940-е гг. в работах Ральфа Альфера (Ralph Alpher), Георгия Гамова и Роберта Хермана (Robert Herman). Побочным эффектом этих работ стало предсказание существования реликтового излучения и достаточно точное теоретическое определение его температуры. В конце 1960-х – начале 1970-х гг. эта тема активно развивалась, и в настоящий момент теория первичного нуклеосинтеза является развитым разделом астрофизики ранней Вселенной. Точность расчетов первичного нуклеосинтеза постоянно растет, потому что данные экспериментов позволяют уточнять сечения ряда термоядерных реакций, также уточняется время жизни свободного нейтрона. Кроме того, предсказания модели первичного нуклеосинтеза постоянно проверяются на основе результатов наблюдений.

Основы модели нуклеосинтеза были заложены в 1940-е гг. Альфером, Гамовым и Херманом.

Данные наблюдений реликтового излучения (в первую очередь полученные с помощью спутников WMAP и Planck) позволяют достаточно точно определить количество барионного вещества во Вселенной. Это дает возможность с высокой точностью рассчитать ожидаемое соотношение различных изотопов по окончании эпохи первичного нуклеосинтеза. Если бы вклад барионов в полную плотность Вселенной был выше, доля гелия-4 возросла бы, а доля дейтерия и гелия-3 – упала, поскольку они тогда активнее перерабатывались бы в гелий-4. Содержание лития ведет себя более сложным образом. В итоге массовая доля гелия-4 во Вселенной на момент окончания эпохи первичного нуклеосинтеза составляет чуть менее 25 %, доля водорода (¹H) – 75 %, а на остальные элементы и их изотопы приходится существенно меньше 1 %.

Наблюдения содержания различных элементов, таких как D, ³He, ⁴He, ⁷Li, в том числе и в очень далеких объектах, которые мы видим такими, какими они были миллиарды лет назад, а также в очень старых звездах – самых первых в нашей Галактике, показывают, что модель первичного нуклеосинтеза находится в хорошем согласии с результатами наблюдений. Однако получение данных о первичном химическом составе является очень непростой задачей, поскольку реакции в звездах и другие процессы постоянно меняют химический состав Вселенной, а наблюдать первичное вещество непосредственно мы пока не можем. Существуют вопросы с объяснением наблюдаемого содержания лития, но такие проблемы не ставят под сомнение модель в целом.

Данные по реликтовому излучению позволяют определить плотность барионов и тем самым уточнить предсказания модели первичного нуклеосинтеза.

5.2. Химическая эволюция Вселенной. Звезды

Детальные исследования позволяют с высокой точностью определить относительное содержание элементов в Солнце (так называемый солнечный химический состав), в других звездах, межзвездной среде. Содержание различных элементов в Солнечной системе также хорошо известно – оно соответствует составу туманности, из которой образовалась Солнечная система. Все это позволяет вполне надежно судить и о содержании элементов во Вселенной.

Самыми распространенными (благодаря первичному нуклеосинтезу) являются водород и гелий. В десятку самых часто встречающихся элементов входят также кислород, углерод, неон, железо, азот, кремний, магний, сера. Этот ряд элементов в порядке уменьшения распространенности плавно падает вплоть до висмута (при этом элементы с четным числом частиц в ядре обычно чуть более распространены). После висмута в содержании элементов наблюдается серьезное снижение, и последовательность заканчивается на уране (более тяжелые ядра неустойчивы, и их содержание в природе крайне мало). Формирование всех этих элементов в основном связано со звездами и их остатками, начиная со звезд населения III, рождающихся спустя десятки миллионов лет после Большого взрыва. При этом даже межгалактические облака, наблюдаемые с большим красным смещением, уже хоть немного, но обогащены элементами тяжелее гелия, в первую очередь благодаря взрывам первого поколения звезд (населения III).

Звезды могут иметь различные параметры: температуру, размер, время жизни, внутреннюю структуру. Ключевым параметром для этих объектов является масса, которая варьирует примерно от нескольких сотых долей до сотен масс Солнца. Однако все звезды объединяет то, что в их недрах идут термоядерные реакции: легкие элементы превращаются в более тяжелые. С момента своего появления именно звезды (и их остатки) определяют химическую эволюцию Вселенной – изменение содержания различных элементов.

Водород и гелий – самые распространенные элементы во Вселенной. Остальные элементы в основном формируются в результате эволюции звезд и их остатков.

Больше всего времени любая звезда проводит на стадии Главной последовательности, где идут реакции превращения водорода в гелий (одним из первых такую идею рассмотрел Артур Эддингтон). Таким образом, благодаря существованию звезд во Вселенной массовая доля водорода непрерывно уменьшается. Однако на гелии реакции останавливаются лишь в самых легких звездах, а в других они идут дальше – вплоть до элементов «железного пика».

Термоядерные реакции в ядрах звезд идут до элементов «железного пика».

Термоядерные реакции в звездных недрах идут при высокой температуре и плотности, поскольку положительно заряженным ядрам для слияния нужно преодолеть кулоновский барьер, связанный с электростатическим отталкиванием. Это происходит благодаря квантовому туннелированию. Такой процесс впервые был рассмотрен Георгием Гамовым, а затем важный вклад в разработку этого эффекта в применении к звездам внесли Роберт Аткинсон (Robert d'Escourt Atkinson) и Фриц Хоутерманс (Fritz Houtermans). Наконец, в конце 1930-х гг. Ганс Бете и Карл фон Вайцзеккер построили модель горения водорода в звездах.

На первом этапе водород превращается в гелий. Для дальнейших реакций нужны более высокие плотности и температуры, поэтому они идут только в более массивных звездах. Эти стадии впервые были подробно рассмотрены Фредом Хойлом. Затем в деталях модель нуклеосинтеза была разработана в 1950-е гг. в работах Алистера Кэмерона (Alastair Cameron) и группы ученых с участием Фреда Хойла (знаменитая статья B2HF – Бербидж, Бербидж, Хойл, Фаулер). Термоядерные реакции в ядрах звезд идут с выделением энергии вплоть до элементов группы железа (так называемого «железного пика»), а синтез более тяжелых элементов идет с поглощением энергии, поэтому они в ядрах звезд не образуются.

С точки зрения химической эволюции Вселенной важно не только создать элементы, но и выбросить их в межзвездную среду. Значительная часть элементов, синтезированная в процессе жизненного цикла звезды, накапливается в ее ядре. Во внешнюю среду они могут попасть только в результате катастрофических процессов. Такими процессами в первую очередь являются взрывы сверхновых. Это могут быть сверхновые, связанные с коллапсом ядра массивной звезды, или же сверхновые типа Ia (термоядерный взрыв белого карлика). Во время взрыва происходит не только выброс элементов в окружающую среду, но и синтез новых элементов. Кроме того, новые элементы возникают и после взрыва за счет распада образующихся радиоактивных изотопов.

Наряду с одиночными звездами (или широкими двойными) тесные звездные пары могут внести свой особый вклад благодаря экзотическим процессам, протекающим в таких системах. Известен феномен новых звезд. В них вещество накапливается в результате аккреции на белом карлике в тесной двойной системе, а затем в накопленном веществе происходит термоядерный взрыв. Наблюдения показали, что сброшенное вещество обогащено ядрами углерода, азота и кислорода (CNO). По всей видимости, это не ядра, синтезированные в результате вспышки, а вещество из внешних слоев белого карлика. Таким образом, вспышки новых помогают сбрасывать часть вещества, накопленного в ядре звезды в течение ее эволюции.

Большое количество элементов синтезируется и выбрасывается во внешнюю среду в результате вспышек сверхновых.

Аналогом вспышек новых звезд являются вспышки рентгеновских барстеров, только аккреция и накопление вещества в данном случае происходит не на белый карлик, а на нейтронную звезду. В результате таких вспышек должно происходить образование элементов с массами до 110 атомных единиц за счет быстрого захвата протонов. Если это вещество эффективно сбрасывается в окружающую среду, то такой сценарий вносит большой вклад в содержание богатых протонами относительно легких ядер (не тяжелее теллурия).

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.

Измеряя химический состав звезд разных возрастов, можно изучать химическую эволюцию нашей Галактики и других галактик. Важный вклад в эту область исследований внесла Беатрис Тинслей (Beatrice Tinsley), написавшая в 1970-е гг. ряд фундаментальных статей по эволюции галактик, в том числе и в контексте изменения содержания различных элементов. Наблюдения показывают, что наиболее старые звезды оказываются бедны тяжелыми (тяжелее гелия) элементами. Качественно картина химической эволюции в настоящее время представляется понятной, но в ней есть еще много нерешенных проблем.