Согласно космологической^*) модели горячей Вселенной, предложенной в 1948 году американским физиком родом из Одессы Георгием Гамовым (1904–1968), Вселенная возникла около 14 млрд лет назад в результате Большого Взрыва (БВ).

Сначала был сверхплотный и чрезвычайно горячий шар. Что было раньше теоретики ещё не знают. На определённых этапах расширения и охлаждения этого шара соответственные этим этапам элементарные частицы и античастицы (протоны и антипротоны, нейтроны и антинейтроны, электроны и позитроны и др.) состояли в динамическом равновесии с чрезвычайно энергичными фотонами электромагнитного излучения, т. е. частицы и античастицы аннигилировали между собой, образуя фотоны, а с фотонов, в свою очередь, возникали пары «частица–античастица».

В конце адронной эры (t = 10^–3 c после начала БВ, температура Т > 10¹²К **) протоны и нейтроны аннигилироли с соответствующими им античастицами. Остался только излишек частиц (10^–9 от общего количества), которым для аннигиляции не досталось античастиц.

Вместе с электронами, появившимися позднее в конце лептонной эры (t = 10 c, Т > 10¹⁰ К), эти частицы стали материальной основой вещества Вселенной. В этот период проходили также реакции объединения протонов и нейтронов ядерными силами и образование ядер атомов гелия по схеме:

2 ¹Н₁ + 2 ¹п₀ → ⁴Не₂ ***),

где ¹Н₁ – ядро атома водорода (протон), ¹п₀ – нейтрон, ⁴Не₂ – ядро атома гелия (α-частица).

За 100 секунд, на протяжении которых во время БВ осуществлялся космологический синтез гелия, во Вселенной образовалось около 20% от массы вещества этого химического элемента, около 0,001% – дейтерия, а трития, легкого гелия и лития – намного меньше.

Последующее усложнение вещества Вселенной и пополнение её тяжёлыми химическими элементами осуществлялось в термоядерных реакциях в процессе эволюции звёзд, и возможно также в ядрах галактик.

Рассмотрим кратко последовательность термоядерных реакций в звёздах, в которых появились химические элементы тяжелее водорода и гелия.

1. Горение водорода. Предположения о том, что источником энергии звёзд может быть термоядерный синтез, высказывались ещё в 1915 г. Впервые концепцию о происхождения химических элементов в реакциях синтеза, которые одновременно являются источником звёздной энергии, на основании теории внутреннего строения звёзд и имеющихся в то время результатов исследования ядерных реакций, четко сформулировал английский астрофизик Фред Хойл (1915–2001).

Вследствие постепенного гравитационного сжатия протозвёздного объекта (время сжатия объекта массой в солнечную 1М_С – около 100 млн лет) температура его недр увеличивается и на определённом этапе в центральной его части (ядре) достигает такого значения, когда в хаотическом неупорядоченном движении протоны сближаются между собой до расстояний 10^–13 см, когда вступают в силу внутриядерные силы, способные объединить протоны и нейтроны в более тяжёлое атомное ядро (рис. 1).

Первый этап термоядерных реакций, существенный с точки зрения синтеза новых химических элементов, начинается при температуре 10⁷К, когда из протонов синтезируются ядра атомов гелия. Простейшую схему таких реакций можно представить так:

¹Н₁ + ¹Н₁ → ²Н₁ + е⁺ + ν,

²Н₁ + ¹Н₁ → ³Не₂

³Не₂ + ³Не₂ → ⁴Не₂ +2¹Н₁,

где ²Н₁ – дейтрон, е⁺ – позитрон, ν – нейтрино.

Дефект масс ∆т этой реакции составляет 0,7%, что в виде излучения и обеспечивает свечение звезды. Энергия излучения Е определяется по формуле Альберта Эйнштейна (1879–1955):

Е = ∆тс²

(с – скорость света).

Масса водорода в ядре Солнца – около 0,1М_С. Исходя из значения светимости Солнца, легко найти продолжительность его пребывания на главной последовательности (первый этап эволюции звезды, когда излучение её происходит за счёт горения водорода по выше приведенным реакциям). Эта величина составляет около 13 млрд. лет. Возраст Солнца – 5 млрд. лет.

Непосредственный синтез гелия из водорода – не единственная возможность образования этого элемента в звёздах. В недрах звёзд не первого поколения, которые с момента появления имеют в своём составе углерод, кислород, азот или фтор при температурах выше 1,8·10⁷К, проходят реакции так называемого углеродно-азотного цикла (CNO-цикла) с участием названных в скобках элементов в качестве катализаторов.

Первый цикл таких реакций проходит так:

¹²С₆ + ¹Н₁ → ¹³N₇ → ¹³С₆ + е⁺ + ν,

¹³С₆ + ¹Н₁ → ¹⁴N₇,

¹⁴N₇ + ¹Н₁ → ¹⁵O₈ → ¹⁵N₇ + е⁺ + ν

¹⁴N₇ + ¹Н₁ → ¹²С₆ + ⁴Нe₂.

Освобождённое ядро ¹²С₆ может вступать в следующий цикл реакций.

Постепенно с уменьшением количества водорода в ядре оно теряет свою активность в качестве источника энергии, а реакции горения водорода смещаются в горячий тонкий слой, окружающий неактивное теперь гелиевое ядро. За счёт этих реакций гелиевое ядро со временем увеличивается, и когда его масса достигает (0,4–0, 5)М_С, температура и давление возрастают до пределов, когда возможны реакции горения гелия.

Уже на стадии горения водорода вокруг гелиевого ядра температура его существенно увеличивается, что приводит к значительному расширению разреженной оболочки звезды, которая переходит на стадию эволюции, называемую красным гигантом. Согласно расчётам, через 8 млрд лет радиус Солнца увеличится в 100 раз, а его светимость – в 2000 раз.

На земном небосклоне оно будет занимать угловое расстояние около 50º, т. е. будет превышать половину расстояния «горизонт–зенит», а температура на поверхности Земли увеличится до 300^О. Однако это далекое будущее отстоит от нас на время, превышающее возраст Солнца и планет.

2. Горение гелия. Для того, чтобы термоядерные реакции образования более тяжёлых химических элементов из гелия продолжались, необходима существенно выше температура в ядре звезды по сравнению с условиями горения водорода. Это объясняется существенно большими силами кулоновского отталкивания между α-частицами (⁴Не₂), чем между протонами (¹Н₁). Кроме того, ядро бериллия-8, образующееся при столкновении двух α-частиц, нестойкое и быстро распадается на две исходные компоненты.

Для преодоления этого барьера необходимо не двойное, а тройное столкновение α-частиц, образующее ядро атома углерода:

3⁴Не₂ → ¹²С₆.

Реакцию синтеза углерода из гелия предложил в начале 50-х годов прошлого столетия американский физик Э. Солпитер (род. в 1924 г.). Из расчётов Солпитера следовало, что эта реакция должна начинаться при температуре 2·10⁸К. Однако в роботе Ф. Хойла (1915–2001) с соавторами было показано, что в звёздах красных гигантах начало этой реакции приходится на меньшую в два раза температуру – 10⁸К.

Для преодоления этого расхождения Хойл предположил, что имеет место резонансное (возбуждённое) состояние ядра углерода ¹²С₆, при котором скорость этой реакции возрастает на несколько порядков и существенно понижает её начальную температуру. Действительно, вскоре был обнаружен резонанс ядра ¹²С₆ почти на том же энергетическом уровне, который предсказал Хойл.

В условиях синтеза ¹²С₆ происходит также реакция:

¹²С₆ + ⁴Не₂ → ¹⁶О₈. (1)

Следующее звено приостанавливается из-за чрезвычайно малой скорости реакции

¹⁶О₈ + ⁴Не₂ → ²⁰Ne₁₀.

Что касается скорости реакции (1), подчеркнем, что по данным наблюдений в реакциях горения гелия должно образоваться приблизительно одинаковое количество углерода и кислорода: космическая распространённость этих элементов, наибольшая после водорода и гелия, составляет соответственно 0,39% и 0,85% по массе.

Если бы ядро ¹⁶О₈ имело близкое значение резонанса к условиям горения гелия в красных гигантах, то бóльшая часть углерода выгорала бы в этих реакциях. Поскольку биологические соединения земной жизни образованы на углеродной основе, то дефицит этого элемента мог бы стать существенным препятствием для возникновения и эволюции жизни.

После выгорания гелия в ядре звезды образуется неактивное ядро из углерода и кислорода и небольшого количества изотопов кислород-18 и неон-22 от горения азота. Ядерные реакции горения гелия затем смещаются в тонкий слой вокруг углеродно-кислородного ядра, и звезда приобретает многослойную структуру: неактивное углеродно-кислородное ядро, окружённое слоем горения гелия, выше – неактивный слой гелия, над ним – слой горения водорода, а над ним – водородная оболочка (рис. 2).

На стадии красного гиганта поток вещества в звёздном ветре значительно возрастает. Световое давление в протяжённых разреженных оболочках этих звезд причиняет потери звёздного вещества до (10^–6–10^–5)М_С в год.

Очевидно, что важную роль при этом играют также процессы горения водорода над слоем гелия и горения гелия над углеродно-кислородным ядром, взрывной характер которых способствует выбросу значительной части массы оболочки звезды.

Выброшенная оболочка некоторое время наблюдается как планетарная туманность (рис. 3), которая приблизительно за 20 тыс. лет рассеивается в космосе. Остатки оболочки постепенно выпадают на поверхность ядра, которое наблюдается сначала как горячее ядро планетарной туманности, а потом охлаждается и становится белым карликом.

Удивительные свойства белых карликов были обнаружены только через 50 лет после открытия первого из них. Огромная плотность этого объекта, казалась неестественной, и первая реакция учёных, как это часто бывает в подобных случаях, была: этого не может быть!

Обстоятельства тогдашней растерянности удачно иллюстрируют слова известного английского астрофизика Артура Стэнли Эдингтона (1882–1944): «Сообщение спутника Сириуса (один из белых карликов – І. Д.) после его расшифровки гласило: «Я состою из вещества, плотность которого в 3000 раз больше всего, с чем вам когда-либо приходилось иметь дело. Тонна моего вещества – это маленький кусочек, вмещающийся в спичечном коробке». Что можно было сказать в ответ на такое послание? В 1914 г. большинство из нас ответило так: «Ну, хватит, не болтай глупостей!»

3. Горение углерода и кислорода. В массивных звёздах массой М > 10 М_С при температуре 6·10⁸К проходят реакции горения углерода:

¹²С₆ + ¹²С₆ → ²⁰Ne₁₀ + ⁴Не₂,

¹²С₆ + ¹²С₆ → ²³Nа₁₁ + ¹Н₁.

В звёздах меньшей массы горение углерода проходит в условиях так наз. вырождения электронов и вызывает взрыв звезды, при котором её светимость возрастает в миллиарды раз. Эти явления наблюдаются в космосе и называются сверхновыми звёздами.

Последующее сжатие ядра массивной звезды и возрастание его температуры до 2·10⁹К обеспечивает условия, при которых возможно горение кислорода:

¹⁶О₈ + ¹⁶О₈ → ²⁸Si₁₄ + ⁴Не₂,

¹⁶О₈ + ¹⁶О₈ → ³¹ P₁₅ + ¹Н₁,

¹⁶О₈ + ¹⁶О₈ → ³²S₁₆,

¹⁶О₈ + ¹⁶О₈ → ²⁷Al₁₃ + ⁴Не₂ + ¹Н₁.

При более высоких температурах тяжёлые ядра захватывают α-частицы, в результате чего образуется ряд элементов вплоть до ⁴⁰Са₂₀ с массовыми числами, кратными 4:

³²S₁₆ + ⁴Не₂ → ³⁶Ar₁₈,

³⁶Ar₁₈ + ⁴Не₂ → ⁴⁰Са₂₀.

В звёздах массивнее 10 М_С при температурах 3·10⁹К процесс фотодиссоциации возрастает настолько, что из ядер серы ³²S₁₆ и некоторых других изотопов выбиваются протоны, нейтроны, α-частицы, которые могут вступать в реакцию с уцелевшими ядрами и образовывать новые более тяжёлые изотопы. В этих условиях наибольшую концентрацию получают ядра кремния ²⁸Si₁₄, как наиболее стойкие против фотодиссоциации.

4. Горение кремния. Непосредственный синтез более тяжёлых химических элементов из ядер кремния и ближайших к нему по таблице Менделеева маловероятный из-за огромных сил кулоновского отталкивания между этими ядрами.

Реакция объединения двух тяжёлых ядер вероятна только в случае околосветовой скорости их столкновения. Поэтому после горения кислорода ядра тяжелее кремния образуются присоединением к уцелевшим при фотодиссоциации ядрам выбитых гамма-квантами нейтронов, протонов и α-частиц.

Этот процесс, охватывающий многие сотни ядерных реакций, отличающихся разветвлённой сетью взаимодействий между α-частицами, протонами, нейтронами и наличными ядрами, называется горением кремния, хотя в нём сгорают также многие другие элементы. Наибольшую концентрацию при этом приобретают изотопы с кратным числом α-частиц.

Последовательность реакций, проходящих при температуре 3·10⁹К и выше, такая:

²⁸Si₁₄ + ⁴Не₂ → ³²S₁₆;

… … …

⁴⁰Са₂₀ + ⁴Не₂ → ⁴⁴Ті₂₂.

Процесс продолжается вплоть до пика железного максимума на кривой распространённости химических элементов в космосе (рис. 4). Например, реакцию образования никеля из кремния схематически можно записать так:

²⁸Si₁₄ +7⁴Не₂ → ⁵⁶Ni₂₈.

5. Равновесный процесс. В конце процесса горения кремния ядро массивной звезды будет состоять главным образом из никеля и меньшего количества ближайших по таблице Менделеева элементов, а температура его достигает 4·10⁹К. Как и в случае со звёздами меньшей массы, массивная звезда приобретает слоистую структуру. При этом в стационарных условиях (до взрыва сверхновой) в ядре звезды проходят последние реакции термоядерного синтеза – образование изотопов железного максимума. Ядра этих изотопов имеют наибольшую удельную энергию связи (количество энергии на один нуклон). Поэтому при образовании более тяжёлых ядер энергия не выделяется, а поглощается.

Одной из причин уменьшения удельной энергии связи в тяжёлых ядрах является увеличение расстояний между крайними нуклонами, т. к. ядерные силы эффективны на расстояниях меньше 10^–13 см.

В массивных атомных ядрах кулоновское отталкивание между периферийными нуклонами превышает ядерное притяжение, из-за чего они неустойчивы, радиоактивны. Все химические элементы с зарядом ядра выше, чем у висмута, радиоактивны. Исходя из этого, ядерная энергия может освобождаться при синтезе «дожелезных» химических элементов из менее массивных (термоядерный синтез) или при делении тяжёлых «зажелезных» ядер, когда из освобождённых легких осколков исходного ядра формируются более лёгкие ядра с большей удельной энергией связи между нуклонами (реакции деления).

Время горения слоя водорода вокруг гелиевого ядра и время горения гелия составляет около 10% от общей продолжительности жизни звезды (время термоядерного синтеза). Остальные реакции – от горения углерода до равновесного процесса – проходят за время меньше 1% активной стадии звезды. Вся совокупность реакций горения кремния продолжается около 1000 лет, а образование железного максимума в равновесном процессе – всего несколько секунд.

(Продолжение следует)

---

*) Слова, выделенные курсивом, пояснены в словарике в конце статьи.
**) Температура по шкале Кельвина Т_К = 273° + Т_С (Т_С – температура по шкале Цельсия).
***) Цифра вверху – масса частицы, внизу – заряд.

Словарик

Адроны (от греч. αδρος – сильный) – тяжёлые элементарные частицы в т. ч. протоны и нейтроны.
Альфа-распад – вид спонтанного радиоактивного преобразования тяжёлых атомных ядер с выбрасыванием α-частиц.
Аннигиляця – от лат. ad – до и nihil – ничто) – взаимодействие элементарных частиц с соответствующими им античастицами, вследствие чего появляются другие частицы.
Бета-распад – тип радиоактивного преобразования нестабильных атомных ядер с излучением электрона или позитрона.
Гамма- кванты (γ – третья буква греческого алфавита и лат. quantum – порция, часть) – жёсткое излучение с длиной волны меньше рентгеновского.
Дейтерий (от греч. δευτερος – второй) – тяжёлый изотоп водорода, атомное ядро которого (дейтрон) состоит из протона и нейтрона.
Дефект мас – разница между суммарной массой элементарных частиц до реакции и массой ядер, полученных в реакции.
Звёздный ветер – поток элементарных частиц и ядер атомов от звёзд, в т. ч. и от Солнца.
Изотопы (от греч. ισος – одинаковый и τοπος – место) – разновидность атомов хим. элементов, отличающихся количеством нейтронов в ядре, т. е. массами ядер.
Квазар (сокращение от англ. quasistellar – будто звездный) – мощный источник излучения, по нынешним данным – галактики на ранней стадии эволюции.
Коллапс (от лат. collapcus – обрушение) – здесь стремительный обвал вещества звезды в направлении ядра под действием силы тяжести.
Космология (от греч. κοσμος – Вселенная и λογος – слово, учение) – наука о Вселенной.
Лептоны (от греч. λεπτος – легкий) – группа легчайших элементарных частиц (электроны, позитроны, нейтрино и др.).
Нуклон (от лат. nucleus – ядро) – общее название протонов и нейтронов, составляющих атомное ядро.
Протозвезда (от греч. πρωτος – первый) – дозвёздная туманность, образующая при сжатии звезду.
Спектр (от лат. spectrum – образ) – здесь частотная характеристика световой волны.
Термоядерные реакции (от греч. θερμη – жар и ядерный) – реакции соединения лёгких ядер химических элементов в более тяжёлые при высоких температурах.
Тритий (от греч. τριτος – третий) – тяжелейший изотоп водорода, содержащий в атомном ядре протон и два нейтрона.
Фотодиссоциация (от греч. φωτοσ – свет и лат. dissociatio – разъединение) – разрушение атомных ядер под действием жёстких гамма-квантов.
Фотон (от греч. φωτοσ – свет) – частичка, порция света, другое название «квант».

И.А. Дычко, кандидат физико-математических наук г. Полтава