Нуклеосинтез во Вселенной [Борис Саркисович Ишханов] (doc) читать онлайн

Б.C. Ишханов, И.М. Капитонов, И.А. Тутынь "Нуклеосинтез во вселенной"
М., Изд-во Московского университета. 1998.
Содержание

Предисловие
1. Введение
2. Распространенность элементов
3. Основные характеристики звезд
Рождение звезды
Теорема о вириале
Ядерные реакции в звездах
4. Горение водорода
Протон-протонная цепочка
CNO-цикл
Ne-цикл и Mg-Al-цикл
5. Поиск солнечных нейтрино
Хлорный детектор
Галлиевый детектор
Метод регистрации нейтрино с помощью черенковского излучения
6. Горение гелия. Красные гиганты
7. Горение углерода и кислорода
8. Горение кремния
9. Реакции под действием нейтронов s - процесс
10. Нуклеосинтез в сверхновых. Конечные стадии эволюции звезд
Белый карлик
Нейтронная звезда
Черная дыра
11. Реакции под действием нейтронов. r - процесс
12. Обойденные ядра
13. Дозвездная стадия эволюции вселенной
Происхождение вещества
14. Образование легчайших ядер 2H, He, Li, Be, B
Проблема Li, Be, B
15. Нуклеосинтез в современную эпоху
16. Заключение
Космическая шкала времени
Распространенность элементов
Литература

ПРЕДИСЛОВИЕ

В настоящее время мы можем судить о том как устроена Вселенная вплоть до масштабов расстояний порядка 10-20 млрд. световых лет. То, что мы видим - это области очень компактной концентрации материи (горящие и угасшие звезды вместе с планетными системами, объединенные в галактики) и огромные пространства “пустоты” между ними. И все это заполнено веществом и излучением (включая нейтрино). Вещество концентрируется в звездах и планетах главным образом в виде нуклидов (атомных ядер с различным числом Z протонов и N нейтронов) девяноста двух химических элементов от водорода (Z = 1) до урана (Z = 92). Все разнообразие ядерного состава Вселенной сводится примерно к 300 нуклидам и современный уровень науки позволяет объяснить историю появления этих нуклидов и их распространенность.
Целью этой книги является изложение современных взглядов и сведений о синтезе ядер (нуклеосинтезе) в процессе рождения и эволюции Вселенной. Прогресс в этой области науки связан с достижениями физики ядра и элементарных частиц. Оказалось, что именно законы микромира позволяют понять то, что происходит во Вселенной. Это единство микро- и макрокосмоса - замечательный и поучительный пример внутреннего единства Природы.
Для того, чтобы понять содержание книги, достаточно лишь начальных сведений о квантовой механике, а также знаний по физике ядра и частиц в объеме университетского общего курса физики. Необходимый для освоения книги уровень достигается студентами физического факультета МГУ к концу 3-го курса.
В книге имеются все нужные для её восприятия сведения из астрофизики. В ней много цифр, рисунков и таблиц, что придает ей характер справочника.
В целом авторы стремились написать книгу так, чтобы она отвечала требованиям университетского физического образования.

1. ВВЕДЕНИЕ
    В 1919 г. Резерфорду впервые удалось превратить атомное ядро одного химического элемента в другое. При облучении ядер изотопа 14N α-частицами было обнаружено появление протонов. Это означало, что происходила ядерная реакция :
14N + α  → 17O + p.
Элемент 14N превращался в 17O.
    Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды? По современным оценкам только наша галактика - Млечный Путь насчитывает около 100 млрд звезд. Звезды рождаются и в современную эпоху спустя 10-20 млрд лет после образования Вселенной. Звезды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (термин “молекулярный” означает, что газ состоит в основном из вещества в молекулярной форме). Масса вещества, сосредоточенного в молекулярных облаках, составляет значительную часть всей массы галактик. Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из ядер водорода. Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху. Большая туманность Орион - пример такого облака. Облако видимо потому, что оно освещено ближайшими звездами. Звезды образуются из отдельных неоднородностей в гигантском молекулярном облаке. Эти неоднородности имеют специальное название - компактные зоны. Типичные компактные зоны имеют размер порядка нескольких световых месяцев, плотность 3·104 молекул водорода в 1 см3 и температуру ~10 K. Сжатие компактной зоны начинается с коллапса внутренней части, т.е. со свободного падения вещества в центре зоны. Гравитационная сила сближает атомы так, что сгустки становятся меньше и плотнее. “Падая” на центр притяжения, молекулы приобретают энергию и в результате взаимодействия (столкновения) вначале происходит разрушение молекул на отдельные атомы. Гравитационное сжатие увеличивает температуру сгустка. Когда соответствующая энергия превосходит энергию возбуждения атома водорода, то в результате столкновений начинают образовываться возбужденные атомы водорода. Постепенно область коллапса перемещается к периферии, охватывая всю зону. Так начинается процесс звездообразования. Переходя в основное состояние, атомы водорода начинают излучать свет с характерными для атома водорода спектральными линиями. Объект становится светящимся. Диаметры звезд имеют характерные размеры порядка нескольких световых секунд, т.е. составляют ~10-6 поперечника компактной зоны. Масса, сравнимая с массой Солнца, накапливается в центре компактной зоны за характерное время от 100 тыс. до 1 млн лет. 
    Дальнейшее сжатие вещества повышает температуру и наступает новый этап в эволюции вещества, когда оно переходит в ионизованное состояние. Излучение увеличивается на несколько порядков. Это уже не водородное излучение, а излучение с непрерывным спектром, испускаемое свободно движущимися электронами в ионизованной среде.
    Сгусток, образующийся в центре коллапсирующего облака, называют протозвездой. Компьютерное моделирование позволяет создать картину формирования протозвезды. Падающий на поверхность протозвезды газ (это явление носит название аккреции) образует ударный фронт, что приводит к разогреву газа до ~106 K. Затем газ, в результате излучения, быстро охлаждается до 104 K, образуя последовательные слои вещества протозвезды. Такая картина позволяет объяснить высокую светимость молодых звезд. Однако протозвезду сложно наблюдать с помощью оптических телескопов. Дело в том, что излучение ударного фронта, распространяясь от поверхности протозвезды, встречает большое количество холодного молекулярного газа и пыли, падающих на поверхность протозвезды, и в результате происходит испарение пыли, большое число перерассеяний фотонов. Холодные пылевые частицы переизлучают фотоны на более длинных волнах. Так, с одной стороны, возникает зона непрозрачности, с другой стороны, многократно перерассеянный спектр первичных фотонов смещен в инфракрасную область спектра. Длина волны излучения становится достаточно большой и пылевые частицы уже не могут сильно поглощать такое излучение. Поэтому протозвезды можно наблюдать в инфракрасном диапазоне. Возникающие проблемы связаны с тем, что только инфракрасная спектрометрия не позволяет эффективно отделять протозвезды от более старых звезд, окруженных газопылевым облаком. Требуется дополнительный анализ допплеровского смещения линий для определения скорости падения газа на поверхность протозвезды.
    Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн. K и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающие на Солнце реакции синтеза:
1H  + 1H → 2H + e+ + νe
требуют более высокой температуры ~10 млн. K. Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн. K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия (d 2H):
2H + 2H → 3He + n + Q,
где Q = 3.26 МэВ - выделяющаяся энергия.
    Дейтерий также как и 4He образуется на дозвездной стадии эволюции Вселенной и его содержание в веществе протозвезды составляет 10-5 от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.
    Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в звезде начинают возникать конвективные потоки газа. Нагретые пузыри газа устремляются от центра звезды к периферии. А холодное вещество с поверхности спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейтерия. На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии протозвезды, разогревая её внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию протозвезды. Протозвезда с массой, равной массе Солнца, имеет радиус, в пять раз превышающий солнечный.
    Масса компактной зоны больше массы образовавшейся протозвезды. Удаление лишней массы, прекращение аккреции вещества на поверхности происходит под действием “звездного ветра”, когда рассеивается “лишнее” вещество компактной зоны, не сконцентрированное в протозвезду. Обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне. Как и протозвезда, эта звезда имеет ту же светимость, однако механизм свечения звезды теперь - гравитационное сжатие, а не термоядерный синтез или аккреция вещества на поверхности протозвезды. Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода (рис.1).
    Когда температура в центре звезды повышается до 10-15 млн. K, кинетические энергии сталкивающихся ядер водорода оказываются достаточными для преодоления кулоновского отталкивания и начинаются ядерные реакции горения водорода. Ядерные реакции начинаются в ограниченной центральной части звезды. Начавшиеся термоядерные реакции сразу же останавливают дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создает давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде. Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило за счет гравитационного сжатия, то теперь открывается другой механизм - энергия выделяется за счет ядерных реакций синтеза. Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняются в течение миллиардов лет, пока происходит сгорание водорода. Это самая длительная стадия в звездной эволюции. Таким образом, начальный этап термоядерных реакций синтеза состоит в образовании ядер гелия из четырех ядер водорода. По мере того, как в центральной части звезды происходит горение водорода, его запасы там истощаются и происходит накопление гелия. В центре звезды формируется гелиевое ядро. Когда водород в центре звезды выгорел, энергия за счет термоядерной реакции горения водорода не выделяется и в действие вновь вступают силы гравитации. Гелиевое ядро начинает сжиматься. Сжимаясь, ядро звезды начинает нагреваться еще больше, температура в центре звезды продолжает расти. Кинетическая энергия сталкивающихся ядер гелия увеличивается и достигает величины, достаточной для преодоления сил кулоновского отталкивания.
    Начинается следующий этап термоядерной реакции - горение гелия. В результате ядерных реакций горения гелия образуются ядра углерода. Затем начинаются реакции горения углерода, неона, кислорода. По мере горения элементов с большим Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со все возрастающей скоростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций (рис.2).
    Если для массивной звезды (масса звезды ~ 25 масс Солнца) реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия происходит в десять раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки. Какие элементы могут образоваться в звездах в последовательной цепочке термоядерных реакций синтеза? Ответ очевиден. Ядерные реакции синтеза более тяжелых элементов могут продолжаться до тех пор, пока возможно выделение энергии. На завершающем этапе термоядерных реакций в процессе горения кремния образуются ядра в районе железа. Это конечный этап звездного термоядерного синтеза, так как ядра в районе железа имеют максимальную удельную энергию связи (рис.3). Ядерные реакции, происходящие в звездах в условиях термодинамического равновесия, существенно зависят от массы звезды. Происходит это потому, что масса звезды определяет величину гравитационных сил сжатия, что в конечном итоге определяет максимальную температуру, достижимую в центре звезды. В табл. 1 приведены результаты теоретического расчета возможных ядерных реакций синтеза для звезд различной массы.
Таблица 1
Теоретический расчет возможных ядерных реакций в звездах различной массы
Масса, M
Возможные ядерные реакции
0.08
Нет
0.3
Горение водорода
0.7
Горение водорода и гелия
5.0
Горение водорода, гелия, углерода
25.0
Все реакции синтеза с выделением энергии
   Из таблицы видно, что полная последовательность ядерных реакций синтеза возможна лишь в массивных звездах. В звездах с массой M < 0.1M гравитационной энергии недостаточно для нагрева звездного вещества до температур, необходимых для протекания реакций горения водорода. Пока продолжается ядерная реакция горения водорода, звезда находится на главной последовательности (рис. 4). С течением времени, по мере накопления внутри звезды гелиевого “пепла”, её центральная часть начинает сжиматься и температура повышается. В процесс термоядерного горения вовлекаются все более отдаленные от центра слои звезды. Следствием связанного с этим нагрева является расширение и охлаждение внешней оболочки звезды. Её размер увеличивается, а в спектре изучения начинает преобладать красный цвет. Звезда сходит с главной последовательности и перемещается в область красных гигантов и сверхгигантов.
    Запасов водорода на Солнце при современном темпе его горения могло бы хватить на 100 млрд лет. Однако одно обстоятельство существенно сокращает стадию горения водорода на Солнце. Дело в том, что водород сгорает фактически только в центральной части Солнца, а там запасов его хватит на 5 - 6 млрд лет.
    То есть через 5 - 6 млрд лет Солнце должно превратиться в красный гигант. На этом этапе радиус Солнца возрастет примерно в 200 раз. Внешняя оболочка Солнца сначала достигнет Меркурия, потом Венеры и приблизится к Земле, но, по-видимому, не захватит её орбиты. Солнце вступит в сложную стадию циклов сжатия и расширения, не поддающихся точному расчету.
    На стадии нарушения динамического равновесия происходят периодические извержения звездного вещества в окружающее пространство. При этом звезда теряет внешнюю оболочку и остается после завершения всех возможных термоядерных реакций в виде центрального ядра. Дальнейшая судьба звезды определяется массой этого ядра. Если она < M (это имеет место при начальной массе звезды < 8M), остаток звезды (ядро) за счет гравитационного сжатия уменьшается в размерах и превращается в белый карлик. Изолированная звезда может пребывать в состоянии белого карлика неограниченно долго, постепенно остывая. Динамическое равновесие вещества в белом карлике достигается за счет равновесия между гравитационными силами и давлением вырожденного электронного газа.
    Если начальная масса звезды превышает 10M, конечной стадией её эволюции является так называемый “взрыв сверхновой”. Когда в массивной звезде иссякают ядерные источники энергии, гравитационные силы продолжают сжимать центральную часть звезды. Давления вырожденного электронного газа недостаточно для противодействия силам сжатия. Сжатие приводит к повышению температуры. При этом температура поднимается настолько, что начинается расщепление ядер железа, из которого состоит центральная часть (ядро) звезды, на нейтроны, протоны и -частицы. При таких высоких температурах ( T ~ 5·109 K) происходит эффективное превращение пары протон + электрон в пару нейтрон + нейтрино. Так как сечение взаимодействия низкоэнергичных нейтрино (Eν < 10МэВ) с веществом мало (σ  ~ 10-43 см2), то нейтрино быстро покидают центральную часть звезды, эффективно унося энергию и охлаждая ядро звезды. Распад ядер железа на более слабо связанные фрагменты также интенсивно охлаждает центральную область звезды. Следствием резкого уменьшения температуры в центральной части звезды является окончательная потеря устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние нейтронную звезду или черную дыру. Происходит взрыв сверхновой с выделением огромной энергии. В результате образования ударной волны внешняя оболочка нагревается до температуры ~ 109 K и выбрасывается в окружающее пространство под действием давления излучения и потока нейтрино. Невидимая до этого глазом звезда мгновенно вспыхивает. Энергия, излучаемая сверхновой в видимом диапазоне, сравнима с излучением целой галактики. В качестве примера можно привести Крабовидную туманность, представляющую собой остатки от взрыва сверхновой, наблюдавшегося в Китае и Корее в 1054 г. Крабовидная туманность, обнаруженная в телескоп в 1731 г., и в настоящее время продолжает расширяться в пространстве, занимая область диаметром в несколько световых лет на месте описываемого в древних рукописях взрыва.
    В конце февраля 1987 г. был зафиксирован взрыв сверхновой, произошедший в одной из ближайших галактик Большом Магеллановом Облаке (БМО), отстоящей от нашей галактики на 170 000 световых лет. Оболочка сверхновой была выброшена взрывом со скоростью несколько десятков тысяч километров в секунду. На месте сверхновой, получившей обозначение SN 1987A, ранее наблюдался голубой сверхгигант с массой 
16M.
    В момент взрыва сверхновой температура резко повышается и во внешних слоях звезды происходят ядерные реакции так называемый взрывной нуклеосинтез. В частности, образующиеся интенсивные потоки нейтронов приводят к появлению элементов в области массовых чисел A > 60. Взрыв сверхновой довольно редкое событие. В нашей Галактике, насчитывающей ~ 1011 звезд, за последние 1000 лет было замечено всего 3 вспышки сверхновых. Однако частота вспышек сверхновых и количество вещества, выбрасываемого в межзвездное пространство, вполне достаточны для объяснения интенсивности космических лучей. После взрыва сверхновой уплотнившееся ядро звезды может образовать нейтронную звезду или черную дыру в зависимости от массы вещества, оставшегося в центральной части взорвавшейся сверхновой.
    Таким образом, внутри звезды происходит переплавка водорода в более тяжелые элементы. Затем образовавшиеся элементы рассеиваются в окружающее пространство в результате взрыва сверхновых звезд или в менее катастрофических процессах, происходящих в красных гигантах. Выброшенное в межзвездное пространство вещество используется снова в процессе образования и эволюции звезд второго и последующих поколений. В процессе эволюции звезд населения I и населения II происходит образование все более тяжелых элементов.
    Особое место в объяснении происхождения элементов занимает проблема синтеза легких элементов гелия, лития, бериллия и бора. После водорода гелий наиболее распространенный элемент. Во Вселенной в целом на 10 ядер водорода приходится одно ядро гелия. Величина эта практически постоянна для различных областей Вселенной и различных объектов. Такое постоянство отношения распространенностей ядер H и He делает весьма привлекательной гипотезу об образовании гелия в первые минуты существования Вселенной в дозвездную эпоху в процессе первичного нуклеосинтеза. Поэтому в моделях, рассматривающих ядерный нуклеосинтез в звездах населения II, обычно исходят из того, что первичный состав вещества включает в себя водород и гелий в отношении 10:1. Такой первичный состав ядер сразу же приводит к трудностям в написании цепочки ядерных реакций, в которых могут образовываться более тяжелые элементы. Проблема заключается в том, что реакции между двумя ядрами водорода, двумя ядрами гелия, ядром водорода и ядром гелия приводят либо к несвязанным системам 2He, 5Li, либо к образованию ядра 8Be, имеющего время жизни 10-16 с:
1H + 1H → 2He + γ,
1H + 4He → 5Li + γ,
4He + 4He → 8Be + γ.
    Реакция, с которой начинается цепочка формирования тяжелых ядер, является реакцией взаимодействия двух ядер водорода с образованием дейтерия:
1H + 1H → 2He + e+ + νe,
    Эта реакция никогда не наблюдалась в земных условиях, так как она протекает за счет слабого взаимодействия. Малая величина сечения этой реакции объясняет, почему стадия горения водорода - самая продолжительная стадия в звездной эволюции.
    Объяснение образования лития, бериллия и бора наталкивается на трудности, связанные с тем, что эти ядра имеют малую энергию связи. Поэтому в недрах звезд они должны эффективно разрушаться, а не образовываться. По-видимому, большая часть лития также образовалась в эпоху первичного нуклеосинтеза. Образование бериллия, бора, и частично лития может происходить в результате взаимодействия энергичных космических лучей с газопылевой средой Галактики и в результате взаимодействия малоэнергичных протонов с веществом, выбрасываемым с поверхности звезд. 
    Образование химических элементов в звездах является одним из важных выводов современной астрофизики. Ядерная теория происхождения элементов описывает распространенность различных элементов во Вселенной, исходя из свойств этих элементов с учетом физических условий, в которых они могут образовываться. Таким образом, вопросы нуклеосинтеза тесно связаны, с одной стороны, с вопросами строения и эволюции звезд и Вселенной, с другой стороны - со свойствами ядерных взаимодействий.
    Существует ряд сложных до сих пор нерешенных проблем, которые не позволяют пока сформулировать полную теорию образования и эволюции элементов во Вселенной:
1. Проблема описания масс первичных звезд, их изменения во времени и в пространстве.
2. Недостаточность сведений о сечениях ядерных реакций при низких энергиях.
3. Трудность корректного учета реакций, происходящих за счет слабых взаимодействий, при описании всей совокупности ядерных реакций, ответственных за формирование элементов в районе железного максимума и более тяжелых элементов.
4. Отсутствие сведений о сечениях ядерных реакций под действием нейтронов на радиоактивных ядрах. Эта проблема возникает при корректном описании распространенности элементов, образующихся в r-процессе.
5. Дальнейшее уточнение механизмов, приводящих к взрывам сверхновых.
    В последние годы существенно обогатился арсенал средств, с помощью которых изучаются галактики, звезды, межзвездное и межгалактическое пространство. К уже ставшими традиционными методам, таким как оптическое наблюдение, наблюдения в радиодиапазоне, детектирование микроволнового, ультра-фиолетового и рентгеновского излучений, добавились методы детектирования космических частиц на спутниках и космических аппаратах, нейтринная астрономия, детектирование высоко-энергичных -квантов. Все это позволило получить важную дополнительную информацию о строении и эволюции Вселенной, значительно расширило роль ядерной физики и физики частиц в объяснении многообразия явлений, происходящих во Вселенной. Так, например, небольшая (~ 10-4), но надежно установленная анизотропия реликтового космического излучения может быть понята на основе взаимодействий высокоэнергичных частиц в ранней Вселенной.
    Разбегание галактик, реликтовое излучение, распространен-ность легких элементов 1,2H, 3,4He, 7Li являются сильными аргументами в пользу гипотезы, согласно которой современная Вселенная сформировалась в результате эволюции из очень плотного и нагретого состояния в процессе адиабатического расширения. Реликтовое излучение и первичный нуклеосинтез дают нам информацию о событиях, происходивших во Вселенной ~ 10-20 млрд лет назад.

2. РАСПРОСТРАНЕННОСТЬ ЭЛЕМЕНТОВ
    Распространенностью элементов называется число ядер данного элемента в веществе, приходящееся на определенное число ядер эталонного элемента. В качестве эталонного элемента обычно выбирают водород или кремний. Экспериментальные данные о распространенности различных элементов получают путем анализа элементного состава Земли, Луны и других планет, метеоритов, на основе спектрального анализа Солнца и других звезд межзвездной среды, а также из содержания различных ядер в составе космических лучей. Имеются сложности как в реализации различных методов определения распространенности химических элементов, так и в интерпретации результатов наблюдений. Все это приводит к погрешностям в определении распространенности элементов.
    Для Земли, Луны, метеоритов состав элементов определяется посредством химического анализа и ядерно - физическими методами. Преимуществом последних является то, что может быть получена информация о содержании различных изотопов одного элемента. В связи с тем, что спектральные линии, принадлежащие различным изотопам одного элемента, слабо смещаются по частоте, для большинства элементов в звездах определить изотопный состав невозможно.
    Основные трудности при изучении распространенности элементов на Земле состоят в следующем.
    1. Мы не имеем прямого доступа к недрам Земли. Поэтому при анализе внутреннего состава Земли необходимо привлекать различные теоретические модели. В частности, необходимо принять во внимание термическую историю Земли. Если Земля на ранней стадии была расплавленной, могло происходить разделение элементов. Элементы фазы железа - кобальт, никель, палладий, золото и др., должны были оказаться преимущественно в земном ядре. Элементы силикатной фазы - литий, натрий, калий, магний, кремний, должны были преимущественно концентрироваться в земной коре.
    2. Образцы земных пород из различных областей земной поверхности сильно различаются по химическому составу.
    3. Земля должна была потерять значительную часть легких газов (водорода и гелия) до того, как она достигла современного состояния. Это необходимо учитывать при сравнении распространенности различных элементов на Земле и в звездах. Обычно метеориты делятся на три большие группы: железные, каменные и железокаменные. Железные метеориты состоят практически полностью из металлов. Типичный состав: 90% железа и 9% никеля. Каменные метеориты состоят преимущественно из силикатов (соединений кремния). При анализе химического состава метеоритов необходимо учесть следующие обстоятельства. 
    - железные метеориты при пролете сквозь земную атмосферу испаряются слабее, чем каменные; 
    - на Земле каменные метеориты выветриваются сильнее.
Поэтому на Земле число обнаруженных железных метеоритов больше, чем каменных. Все это приводит к искажению процентного состава различных элементов в метеоритах. Обычно считают, что каменные метеориты являются наиболее характерными представителями метеоритного вещества.
    Анализ химического состава лунных пород показывает, что они содержат по сравнению с метеоритами относительно большее число таких элементов как литий, натрий, калий, магний, кремний и меньшее число таких элементов как углерод, азот, сера, хлор, т.е. летучих элементов. В целом, однако, можно утверждать, что земная мантия, наиболее распространенные типы метеоритов и грунт лунной поверхности имеют примерно сходный состав. По современным представлениям 98% видимого вещества сосредоточено в звездах, 2% - в межзвездной пыли и газе. Анализ содержания элементов в отдельных звездах далеких галактик находится в настоящее время за пределами наших возможностей. В тех случаях, когда возможен спектральный анализ излучения отдельной звезды, химический состав звезды устанавливается по спектральным линиям, характерным для данного элемента. Линии могут быть как линиями излучения, так и поглощения. Для большинства звезд - это линии поглощения. Интенсивности спектральных линий поглощения зависят от числа атомов данного элемента, температуры и плотности слоев звездной атмосферы. Обнаружение линий поглощения в спектре звезды указывает на наличие элемента, которому они принадлежат. Отсутствие линий поглощения того или иного элемента еще не означает, что его нет в звездной оболочке.
    Анализируя спектральные линии, наблюдаемые от звезд, необходимо учитывать следующие причины, которые могут приводить к уширению (или расщеплению) спектральных линий, либо к их смещению.
    1. Эффект Допплера, обусловленный турбулентностью вещества звезды, вращением звезды относительно наблюдателя, расширением атмосферы звезды.
    2. Расщепление спектральных линий в магнитных полях (эффект Зеемана). Пример - область солнечных пятен.
    3. Расщепление спектральных линий в электрических полях (эффект Штарка).
    4. Наличие гравитационного поля звезды. Оно приводит к смещению спектральных линий. Этот эффект сильно проявляется для звезд с большим тяготением на поверхности. Линия может быть слабой или трудно наблюдаемой по следующим причинам:
    - элемент может не иметь спектральных линий в исследуемой области спектра;
    - элемент может присутствовать, но находиться в таких состояниях ионизации или возбуждения, для которых в наблюдаемой области нет линий поглощения;
    - при высоких температурах все атомы могут быть ионизованы;
    - при анализе с поверхности Земли возникают дополнительные трудности, связанные с прозрачностью Земной атмосферы. На рис. 5 показаны области длин волн, для которых земная атмосфера является прозрачной (незаштрихованные участки спектра), и области длин волн, для которых земная атмосфера непрозрачна (заштрихованные участки спектра).

Рис. 5. Прозрачность земной атмосферы
    Сказанное можно пояснить на примере наблюдения излучения атомов водорода (рис. 6). Для атома водорода линии серии Лаймана располагаются в ультрафиолетовой области и поэтому не могут наблюдаться с поверхности Земли из-за сильного поглощения земной атмосферой. В звездах с низкой температурой поверхности весь водород находится в основном состоянии и в спектре серии Бальмера отсутствует. У звезд с более высокой температурой появляется интенсивная серия Бальмера. В еще более горячих звездах водород ионизован и линия Бальмера вновь отсутствует.
    Сведения о содержании гелия для большинства звезд получаются с большой погрешностью. Причины таковы:
    - в холодных звездах гелий находится в основном состоянии и линии поглощения оказываются в ультрафиолетовой области, т.е. их невозможно наблюдать с Земли;
    - излучение с длинами волн, меньшими, чем лаймоновская серия водорода, сильно поглощается в водороде, содержащемся в межзвездном газе.
    Гораздо легче наблюдать линии ионизованного гелия для горячих звезд или нейтрального гелия в высоких состояниях возбуждения. В тех случаях, когда можно оценить содержание гелия, оно оказывается высоким. Это единственный элемент, сравнимый по содержанию с водородом. Звезды на 25 - 30% по массе состоят из гелия. Вопрос о содержании гелия чрезвычайно важен. В частности, важно знать, существуют ли звезды, содержащие меньше 25% гелия по массе. Из космологической теории следует, что гелий в основном образуется на начальном этапе в Горячей Вселенной, в первые минуты после Большого Взрыва.
    В настоящее время известно, что существуют звезды, у которых содержание тяжелых элементов во много раз больше, чем на Солнце (у некоторых звезд - в тысячи раз). Существуют также звезды, у которых содержание тяжелых элементов существенно ниже, чем на Солнце.
    Оказывается, что химический состав звезды зависит от места её образования. Звезды, сформировавшиеся ближе к центру Галактики, содержат тяжелых элементов больше, чем те, что возникли в отдаленных частях Галактики. Самые старые звезды, члены шаровых скоплений, отличаются самым низким содержанием тяжелых элементов. Предполагается, что для большинства звезд главной последовательности химический состав атмосферы близок к первоначальному составу межзвездной среды, из которой они образовались. Изучение звезд различного возраста, звезд, образующихся в различных местах, дает возможность судить об эволюции химического состава Галактики. Космическое межзвездное пространство не является пустым. Скопления мелкой пыли и газа затемняют свет находящихся за ними звезд. Полную массу межзвездных облаков можно оценить, анализируя движение отдельных звезд в окрестности Солнца. Общая плотность материи в окрестности Солнца составляет 6·10-24 г/см3. На звезды приходится половина этой величины. Плотность 3·10-24 г/см3 характеризует плотность межзвездной материи (средняя плотность Вселенной за счет межгалактических областей намного порядков ниже этой величины). Характерной особенностью межзвездной среды является значительная неоднородность.
    По химическому составу межзвездная среда состоит преимущественно из водорода и гелия. Оценки содержания этих элементов, проведенные для нескольких галактик, показывают, что отношение содержания водорода к гелию примерно постоянно и составляет 10:1, т.е. на один атом гелия приходится 10 атомов водорода.
    Огромная протяженность газовых облаков была обнаружена по линиям поглощения излучения звезды при прохождении через газовое облако. Одним из первых элементов, обнаруженных в межзвездном пространстве, был ионизованный кальций, затем были обнаружены линии межзвездного натрия и ряда других элементов. Обычно выделяют две области межзвездной среды:
    1. Холодная (T102 K). Её называют HI, так как в ней водород не ионизован.
    2. Область HII - область ионизованного водорода. Она возникает в результате нагревания газового облака горячей звездой (T104 K). Холодный водород исследуется по линии излучения и поглощения радиоволн с длиной волны 21.1 см. Механизм образования этой линии следующий. В основном состоянии атома водорода спины электрона и протона направлены в противоположные стороны (суммарный спин J = 0). Возбужденное состояние с параллельно направленными спинами (J = 1) находится выше по энергии на 5.9 ·10-6 эВ. Столкновения между атомами водорода могут переводить их в возбужденное состояние с последующим испусканием фотона. Фотон с энергией 5.9·10-6 эВ, испускаемый в процессе переворота спина, имеет длину волны  21.1 см. Благодаря таким переходам можно обнаружить присутствие водорода и определить его количество в межзвездном и межгалактическом пространстве.
    В рентгеновских спектрах межгалактического газа была обнаружена характерная эмиссионная линия сильно ионизованных атомов железа. По содержанию железа межгалактический газ скоплений галактик лишь незначительно уступает Солнцу. Анализ межзвездной среды показывает, что химический состав газовых туманностей аналогичен составу горячих недавно образовавшихся звезд.
    Поток космических лучей у поверхности Земли 1 частица/см2·с. Более 90% частиц первичного космического излучения всех энергий составляют протоны, 7% - -частицы и лишь небольшая доля (1%) приходится на более тяжелые элементы. Такой состав в основном соответствует средней распространенности элементов во Вселенной. Более детально распространенность элементов в составе космического излучения приведена на рис. 7. Характерная особенность - существенно большее содержание в космических лучах лития, бериллия и бора.

Рис. 7. Распространенность элементов во Вселенной. Тонкая линия - распространенность элементов в составе космического излучения; толстая - средняя распространенность элементов во Вселенной (эффект спаривания нуклонов приводит к тому, что у ядер с четными значениями Z и N распространенность, как правило, выше, чем у соседних ядер с нечетными Z и N).
    Отношение содержания изотопов одного и того же элемента практически постоянно не только для различных участков земной поверхности, но и для метеоритов и для лунного грунта. Это может служить подтверждением общности происхождения тел Солнечной системы. Это особенно существенно, так как различные изотопы одного и того же элемента образуются в различных ядерных процессах (табл.17).
    Распространенность элементов как функция массового числа, построенная на основе анализа информации о распространенности элементов на Земле, в метеоритах, на Солнце и в звездах, схематически показана на рис. 8. Указаны процессы, ответственные за формирование различных участков кривой распространенности.
    Среди наиболее существенных особенностей распространенности элементов можно выделить следующие:
    1. Вещество во Вселенной в основном состоит из водорода - 90% всех атомов.
    2. По распространенности гелий занимает второе место, составляя ~ 10% от числа атомов водорода.
    3. Существует глубокий минимум, соответствующий литию, бериллию и бору.
    4. Сразу за этим глубоким минимумом следует максимум, обусловленный повышенной распространенностью углерода и кислорода.
    5. Вслед за кислородным максимумом идет скачкообразное падение вплоть до скандия (Z=21, A=45).
    6. Наблюдается резкое повышение распространенности элементов в районе железа (“железный пик”).
    7. После A ~ 60 уменьшение распространенности происходит более плавно.
    8. Наблюдается заметное различие между элементами с четным и нечетным Z. Как правило, элементы с четным Z являются более распространенными (рис.7).
    9. Ряд ядер, так называемые обойденные ядра - 74Se, 78Kr, 92Mo, 96Ru и др., имеют распространенность на два порядка меньшую, чем соседние ядра. Эти особенности распространенности элементов и должны быть объяснены в теории образования элементов.

3. ОСНОВНЫЕ ХАРАКТЕРИСТИКИ ЗВЕЗД
    Звезда - это горячий газовый шар, разогреваемый за счет ядерной энергии и удерживаемый силами тяготения. Основную информацию о звездах дает испускаемый ими свет и электромагнитное излучение в других областях спектра. Главными факторами, определяющими свойства звезды, являются её масса, химический состав и возраст. Звезды должны меняться со временем, так как они излучают энергию в окружающее пространство. Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры её поверхности (рис.9).
    На диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, пересекающей диаграмму по диагонали. Эту полосу называютглавной последовательностью. Её верхний конец расположен в области ярких голубых звезд. Различие в заселенности звезд, находящихся на главной последовательности и областей, примыкающих к главной последовательности, составляет несколько порядков величины. Причина в том, что на главной последовательности находятся звезды на стадии горения водорода, которая составляет основную часть времени жизни звезды. Солнце находится на главной последовательности. Его положение указано на рис. 9.
    Следующие по населенности области после главной последовательности - белые карлики, красные гиганты и красные сверх-гиганты. Красные гиганты и сверхгиганты - это в основном звезды на стадии горения гелия и более тяжелых ядер. 
    Светимость звезды - полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей Земли, если известно расстояние до звезды.
    Из термодинамики известно, что, измеряя длину волны в максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело с температурой 3 K будет иметь максимум спектрального распределения на частоте 3·1011 Гц. Черное тело с температурой 6000 K будет излучать зеленый свет. Температуре 106 K соответствует излучение в рентгеновском диапазоне. В таблице 2 приведены интервалы длин волн, соответствующие различным цветам, наблюдаемым в оптическом диапазоне.
Таблица 2
Цвет и длина волны
Цвет
Диапазон длин волн, 
Фиолетовый, синий
3900 - 4550
Голубой
4550 - 4920
Зеленый
4920 - 5570
Желтый
5570 - 5970
Оранжевый
5970 - 6220
Красный
6220 - 7700
    Температура поверхности звезды рассчитывается по спектральному распределению излучения.
    Классификацию спектрального класса звезд легко понять из таблицы 3.
    Каждая буква характеризует звезды определенного класса. Звезды класса O самые горячие, класса N - самые холодные. В звезде класса O видны в основном спектральные линии ионизованного гелия. Солнце принадлежит к классу G, для которого характерны линии ионизованного кальция.
    В таблице 4 приведены основные характеристики Солнца. Пределы изменения таких характеристик звезд как масса (M), светимость (L), радиус (R) и температура поверхности (T) даны в таблице 5.
Таблица 3
Спектральные классы звезд
Обозначение класса
звезд
Характерный признак
спектральных линий
Температура
поверхности, K
O
Ионизованный гелий
> 30 000
B
Нейтральный гелий
11 000 - 30 000
A
Водород
7 200 - 11 000
F
Ионизованный кальций
6 000 - 7 200
G
Ионизованный кальций,
нейтральные металлы
5 200 - 6 000
K
Нейтральные металлы
3 500 - 5200
M
Нейтральные металлы,
полосы поглощения
молекул
< 3 500
R
Полосы поглощения
циана (CN)2
< 3 500
N
Углерод
< 3 500
 
    Для звезд главной последовательности с известной массой зависимость масса-светимость показана на рис.10 и имеет вид 
L ~ Mn, где n = 1.6 для звезд малой массы (M < M ) и n = 5.4 для звезд большой массы (M > M). Это означает, что перемещение вдоль главной последовательности от звезд меньшей массы к звездам большей массы приводит к увеличению светимости.
 
 
 
Таблица 4
Основные характеристики Солнца
Масса M
2·1033 г
Радиус R
7·1010 см
Светимость L
3.83·1033 эрг/с (2.4·1039 МэВ/с)
Поток излучения с единицы
 поверхности
6.3·107 Вт/м2
Средняя плотность вещества
1.4 г/см3
Плотность в центре
~100 г/см3
Температура поверхности
6·103 K
Температура в центре
1.5·107 K
Химический состав:
водород 
гелий
углерод, азот,кислород, неон и др.

74%
23%
3%
Возраст
5·109 лет
Ускорение свободного падения
на поверхности
2.7·104 см/с2
Шварцшильдовский радиус -2GM /c2 
(c - скорость света)
2.95 км
Период вращения относительно
неподвижных звезд
25.4 суток
Расстояние до центра Галактики
2.6·1017 км
Скорость вращения вокруг центра
Галактики
220 км/с
Таблица 5
Пределы изменения характеристик различных звезд
10-1 M < M < 50 M
10-4 L < L < 106 L
10-2 R < R < 103 R
2·103 K < T < 105 K
За единицу измерения M, R, L приняты соответствующие характеристики Солнца, T- температура поверхности.
    Таким образом, более массивные звезды оказываются и более яркими. 
    В левой нижней части диаграммы (рис.9) - вторая по численности группа - белые карлики. В правом верхнем углу диаграммы группируются звезды с высокой светимостью, но низкой температурой поверхности - красные гиганты и сверхгиганты. Этот тип звезд встречается реже. Названия “гиганты” и “карлики” связаны с размерами звезд. Белые карлики не подчиняются зависимости масса-светимость, характерной для звезд главной последовательности. При одной и той же массе они имеют значительно меньшую светимость, чем звезды главной последовательности.
    Звезда может находиться на главной последовательности на определенном этапе эволюции и быть гигантом или белым карликом на другом. Большинство звезд находится на главной последовательности потому, что это наиболее длительная по времени фаза эволюции звезды.
    Одним из существенных моментов в понимании эволюции Вселенной является представление о распределении образующихся звезд по массам. Изучая наблюдаемое распределение звезд по массам и учитывая время жизни звезд различной массы, можно получить распределение звезд по массам в момент рождения. Установлено, что вероятность рождения звезды данной массы, очень приближенно, обратно пропорциональна квадрату массы (функция Солпитера):
F(M) ~ M-7/3.
Однако это лишь общая закономерность. В некоторых областях наблюдается дефицит массивных звезд. В областях, где много молодых звезд, звезд малой массы меньше. Считается, что первые звезды были в основном яркими, массивными и короткоживущими. 
    По-видимому, функция масс должна обрываться на нижнем конце около масс ~ (0.1 - 0.025) M . Используя в качестве нижней оценки два значения масс M ~ 0.1 M и 0.025 M , можно получить относительную массу звезд, имеющих массы больше 5M :
Масса (M > 5 M )/Полная масса
0.2 (0.1M );

0.1 (0.025 M ).
и долю массы звезд, имеющих массу меньше солнечной, -
Масса (M < M )/Полная масса
0.60 (0.1M );

0.75 (0.025 M ).
    Для того, чтобы объяснить наблюдаемые распространенности различных элементов, необходимо предположить, что в звездах происходят ядерные реакции, в которых и образуются эти элементы. Особенности протекания ядерных реакций рассмотрены ниже.

   Рождение звезды. Согласно современным представлениям образование звезд происходит внутри облака газа и пыли. Обычно исходят из представления о том, что однородно распределенное вещество в пространстве неустойчиво и может собираться в сгустки под действием сил тяготения. Небольшие, случайно образовавшиеся сгустки плотности растут из-за гравитационной неустойчивости. Чтобы образовалась звезда необходимо сжатие некоторой области газопылевого облака до такой стадии пока она не станет достаточно плотной и горячей. В процессе такой концентрации вещества происходит увеличение температуры и давления. Возникают условия для появления звезды. По мере того, как будет происходить сжатие вещества, из которого образуется звезда, будет повышаться температура звезды. Излучение и увеличивающаяся кинетическая энергия атомов и молекул газа и пыли создает давление, препятствующее сжатию газопылевого облака. Температура и давление максимальны в центре облака и минимальны на периферии. Средняя температура звезды возрастает тем быстрее, чем быстрее она излучает энергию и сжимается. Гравитационная энергия высвобождается со скоростью, которая не только восполняет потерю энергии с поверхности звезды, но и нагревает звезду. Поясним это на основе теоремы о вириале.

    Теорема о вириале. Средняя кинетическая энергия материальной точки, совершающей пространственно ограниченное движение под действием сил притяжения, подчиняющихся закону обратных квадратов, равна половине её средней потенциальной энергии с обратным знаком.

    Рассмотрим движение одной материальной точки в поле центральных сил, описываемых потенциалом:
U(r) = C/r,
где C - константа. В нерелятивистском случае уравнение движения имеет вид:

(1).
Умножая обе части уравнения (1) скалярно на  , получаем:
.
    Рассмотрим выражение:
.
    Усредняя по большому интервалу времени и учитывая, что , получаем:
        или         
(2)
что и требовалось доказать.
    Для системы материальных точек имеем:
(
Средняя полная
кинетическая энергия
)

(
Средняя полная
потенциальная энергия
)
(3)
    Согласно теореме о вириале у звезды, находящейся в термодинамическом равновесии, средняя тепловая энергия и средняя гравитационная энергия связаны соотношением:
2тепл + гравит = 0
(4).
Полная энергия звезды дается выражением:
E = тепл + гравит =  -тепл
(5)
    Это означает, что теплоемкость звезды является отрицательной величиной: потери энергии на излучение не охлаждают звезду, а, наоборот, нагревают. Действительно, пусть звезда в результате излучения потеряла энергию E, тогда её тепловая энергия изменится от  тепл =  - E до тепл = - (E - ΔE) = - E + ΔE, т.е. увеличится, что и приводит к увеличению температуры звезды.
    Как звезда попадает на главную последовательность? В образующейся звезде возможны два способа переноса тепла из более горячей центральной области к холодной периферии. Первый способ - конвекция, в процессе которой горячие частицы пыли и газа перемещаются из более нагретой центральной области на периферию. Второй способ - излучение. В этом случае тепло переносится фотонами. 
    В зависимости от условий, существующих в среде, роль этих механизмов может быть различной. В процессе сжатия звезды плотность вещества звезды возрастает и конвекция становится менее эффективным способом переноса энергии и в результате светимость звезды ослабевает. Эта фаза в истории звезды называется фазой Хаяши. Для этой фазы характерно примерное постоянство температуры поверхности звезды - около 4000 K. При температуре >4000 K происходит ионизация атомов и свободные электроны начинают эффективно рассеивать излучение, т.е. под поверхностью протозвезды, находящейся при температуре выше 4000 K, излучение оказывается в ловушке. В конце фазы Хаяши в протозвезде перенос тепла от центра к периферии происходит за счет излучения. Звезда продолжает сжиматься и температура в центре звезды возрастает. Возрастает температура и на поверхности. Однако темп роста температуры в центре звезды оказывается существенно выше. При температуре несколько тысяч градусов на поверхности звезды температура в центре звезды достигает миллионов градусов. В конце фазы Хаяши звезда попадает на главную последовательность.
    Рассмотрим два состояния вещества с полной массой M. Состояние I - это состояние когда вся масса сконцентрирована внутри шара радиуса R. Состояние II - это когда всё вещество разнесено на бесконечность. Чтобы перейти от состояния I к состоянию II необходимо затратить энергию. Вычисления, основанные на законе тяготения Ньютона, приводят к следующему выражению для гравитационной потенциальной энергии:
Uгравит 
где G - гравитационная постоянная, R - радиус звезды. При этом предполагается, что вещество равномерно распределено внутри сферы радиуса R. В качестве нулевого уровня отсчета энергии выбирается состояние II. Поэтому гравитационная потенциальная энергия должна быть отрицательной. Итак, величина полной гравитационной энергии, освобождаемой при сжатии звезды, по порядку величины равна:
Eгравит
(6)
    Для типичных астрономических объектов эта величина дана в табл. 6.
Таблица 6
Гравитационная энергия типичных астрономических объектов
Астрономический объект
Гравитационная энергия, эрг
Луна
1.3·1036
Земля
2.0·1039
Солнце
2.0·1048
Белый карлик
2.4·1050
Нейтронная звезда
1.0·1053
Наша Галактика
5.0·1059
    Итак, звезда медленно сжимается и излучает энергию во внешнее пространство.
    Если светимость звезды L, то за счет гравитационного сжатия звезда может излучать в течение времени
Tгравит = 
(7)
    Для Солнца можно рассчитать энергию Eгравит, которую оно излучило, сжимаясь до настоящего состояния (R =7·1010 см, M =2·1033 г):
(Eгравит)  =   = 2.0·1048 эрг.
    В настоящее время светимость Солнца L ~ 4·1033 эрг/с. Считая её постоянной, можно оценить время излучения Солнца за счет гравитационного сжатия:
(Tгравит) =    = 17 млн лет.
    Это означает, что если бы высвобождающаяся за счет гравитационного сжатия энергия была единственным источником энергии Солнца, то время его существования исчислялось бы десятками млн лет. Однако это противоречит данным геологии. Палеонтологические данные указывают на наличие на Земле примитивных форм жизни по крайней мере 3 млрд лет назад. Следовательно, должен существовать другой механизм выделения энергии в звездах. Таким механизмом является синтез легких ядер.


4. ГОРЕНИЕ ВОДОРОДА
    Первые качественные модели реакций горения водорода исходили из следующего:
1.  Только ядро водорода, имеющее минимальный электрический заряд, способно преодолеть кулоновский барьер с вероятностью достаточной для слияния ядер при температурах звезд.
2.  Водород - самый распространенный элемент во Вселенной.
   Бете и Вайцзеккер показали, что возможны две различные последовательности реакций преобразования 4-х ядер водорода в ядро 4He, которые могут обеспечить достаточное выделение энергии для поддержания светимости звезды:
    - протон - протонная цепочка (pp - цепочка), в которой водород превращается непосредственно в гелий;
    - углеродно - азотно - кислородный цикл (CNO - цикл), в котором в качестве катализатора участвуют ядра C, N и O. 
    Какая из этих двух реакций играет более существенную роль, зависит от температуры звезды (рис. 13).
    В звездах, имеющих массу, сравнимую с массой Солнца, и меньше, доминирует протон - протонная цепочка. В более массивных звездах, имеющих более высокую температуру, основным источником энергии является CNO - цикл. При этом, естественно, необходимо, чтобы в составе звездного вещества присутствовали ядра C, N и O. По современным представлениям температура внутренних слоев Солнца составляет 1.5 ·107 K и доминирующую роль в выделении энергии играет протон - протонная цепочка.

   Протон - протонная цепочка представлена на рис. 14. Под каждой стрелкой приведено либо время t протекания данной реакции в условиях Солнца, либо период полураспада T1/2 ядра. Расчет проведен с использованием формул (8) - (13) для случая равенства общих масс водорода и гелия, вступающих во взаимодействие, средней плотности вещества ρ = 150 г/см3 и температуры 
T =1.5 ·107 K. Для каждой реакции приведено энерговыделение (энергия реакции Q). 
    Первая реакция в цепочке - взаимодействие двух ядер водорода с образованием дейтрона, позитрона и нейтрино. Эта реакция происходит в результате слабого взаимодействия и является определяющей в скорости всей pp-цепочки (t = 5.8 ·109 лет). На втором этапе в результате взаимодействия образовавшегося дейтрона с водородом происходит образование изотопа 3He с испусканием -кванта. Далее может реализоваться одна из двух возможностей. С вероятностью 69% происходит реакция:
3He + 3He → 4He + 2p
(14)
и с вероятностью 31% - реакция с участием дозвездного 4He
3He + 4He → 7Be + γ .
(15)
    Образовавшееся ядро 7Be в 99.7% случаев вступает в реакцию с электроном (ppII - цепочка) и в 0.3% случаев - с протоном (ppIII - цепочка). Существенным является наличие в ppIII - цепочке реакции:
8B → 8Be* + e+ + e ,
(16)
дающей поток высокоэнергичных нейтрино, доступный для регистрации. Полная энергия (суммарная энергия реакции Q), выделяющаяся в результате синтеза изотопа 4He из 4 протонов, составляет 24.7 МэВ - для цепочек ppI, ppIII и 25.7 МэВ для цепочки ppII. Образующиеся при синтезе позитроны аннигилируют, увеличивая энерговыделение для всех цепочек до 26.7 МэВ.

Рис. 14. Протон - протонная цепочка.
Для оценки величины энергии, выделяющейся в pp-цепочке, необходимо уметь оценить скорости протекания различных ядерных реакций. Сечение реакции ij для частиц i, j, вступающих во взаимодействие, можно записать в виде:
ij(Sij/E)exp[(-EG/E)1/2].
(17)
В табл. 8 приведены значения коэффициента Sij при E = 0 для некоторых реакций pp - цикла и неопределенности оценок величин соответствующих коэффициентов.
Таблица 8
Значение величин коэффициента Sij в реакциях pp-цикла
Реакция
Sij
Значения Sij, МэВ·мб
S/S, %
p + p → d + e+ + ν
S11
3.82 ·10-25
3
3He + 3He → 4He + 2p
S33
5.0
10
3He + 4He → 7Be + γ
S34
0.52 ·10-3
8
7Be + p → 8B + γ
S17
0.29 ·10-4
10
    Значения Sij и их неопределенности, приведенные в таблице, позволяют получить представление о сложности расчетов ядерных реакций в звездах и точности, достигнутой на сегодняшний день.
    Водородный цикл может начинаться также с реакции:
p + p + e- → d + νe  (Q = 1.44 МэВ).
(18)
    Однако при плотностях, характерных для звезд массы Солнца и T ~ 107 K, она происходит в 400 раз реже реакции
p + p → d + e+ + νe.
(19)
    В звездах с массой большей, чем у Солнца, pp - цепочка не является главным источником энергии.
    Вещество звезд второго поколения наряду с водородом и гелием содержит более тяжелые элементы, образующиеся в реакциях горения водорода и гелия, и, в частности, азот, углерод, кислород, неон и другие. Эти элементы играют роль катализаторов в реакциях горения водорода.
    Когда температура в центре звезды приближается к 20 млнK, в звездах начинается цепочка ядерных реакций, в ходе которых ядра углерода испытывают ряд последовательных превращений, а из водорода образуется гелий. Эта цепочка реакций называется CNO - циклом.

    CNO - цикл. Особенность CNO-цикла состоит в том, что он, начинаясь с ядра углерода, сводится к последовательному добавлению 4-х протонов с образованием в конце CNO - цикла ядра 4He. Последовательность реакций, первоначально предложенная Бете и Вайцзеккером, имеет вид

12C + p → 13N + γ
(Q = 1.94 МэВ)
(20)

13N → 13C + e+ + e
(Q = 1.20 МэВ, T1/2=10 мин)


13C + p → 14N + γ
(Q = 7.55 МэВ)


14N + p → 15O + γ
(Q = 7.30 МэВ)


15O → 15N + e+ + e
(Q = 1.73 МэВ, T1/2=124 с)


15N + p → 12C + 4He
(Q = 4.97 МэВ).

    Цикл начинается с ядерной реакции между ядрами водорода и имеющимися в звезде ядрами углерода. Образующийся радиоактивный изотоп 13N в результате +-распада превращается в изотоп 13C. Затем в результате последовательного захвата двух протонов происходит образование ядер14N и 15O. Радиоактивное ядро 15O в результате +-распада превращается в изотоп 15N. Завершается CNO - цикл реакцией захвата ядром 15N протона с образованием ядер 12C и 4He. Таким образом, в CNO - цикле ядра азота, углерода и кислорода играют роль катализаторов - количество этих ядер в результате ядерных реакций не изменяется. Последующее изучение скоростей ядерных реакций с участием различных изотопов углерода, азота и кислорода показало, что может происходить разветвление CNO - цикла в результате реакции
15N + p → 16O +  .
    Это разветвление происходит примерно в одном случае на 90 основных циклов I (рис. 15).

Рис. 15. CNO - цикл.
    Цикл II имеет следующую последовательность реакций

15N + p → 16O + γ
(Q = 12.13 МэВ),
(21)

16O + p → 17F + γ
(Q = 0.60 МэВ),


17F → 17O + e+ + νe
(Q = 1.74 МэВ, T1/2=66 c),


17O + p → 14N + α
(Q = 1.19 МэВ).

    Возможно еще большее усложнение CNO-цикла за счет цепочки реакций III:

17O + p → 18F + γ
(Q = 6.38 МэВ),
(22)

18F → 18O + e+ + νe
(Q = 0.64 МэВ, T1/2=110 мин),


18O + p → 15N + α
(Q = 3.97 МэВ).

    Интенсивность цикла III зависит от соотношения сечений реакций 17O(p,) и 17O(p,α). Скорость реакции17O(p,α) существенно выγше скорости реакции 17O(p,γ), поэтому цикл III практически не оказывает влияния на выделение энергии в CNO - цикле, однако существенно влияние этой последовательности реакций для объяснения распространенности изотопов 17O, 18O и 19F. На распространенность изотопов кислорода и фтора существенное влияние оказывает соотношение скоростей реакций 18O(p,α)15N и 18O(p,)19F (рис. 16).

    Ne - цикл и Mg - Al - цикл. В звездах второго поколения, содержащих Ne, Mg, Al, возможны замкнутые циклы, приводящие к горению водорода с образованием 4He (рис. 17, 18).
Из-за высокого кулоновского барьера ядер Ne (Z = 10), 
Mg (Z = 12), Al (Z = 13) горение водорода при участии катализаторов Ne, Mg, Al возможно при температуре 
T ≥ 5·107 K. Mg - Al и Ne - циклы не играют существенной роли в выделении ядерной энергии в звездах, однако их необходимо учитывать для правильного описания распространенности изотопов Ne, Mg и Al (рис. 7, 8). Реакции27Al(p,γ)28Si и 23Na(p,)24Mg приводят к утечке ядер из Mg - Al и Ne - циклов.
    Основное время эволюции звезды связано с горением водорода. При плотностях, характерных для звездных недр, горение водорода происходит при температуре 
(1 - 3) ·107 K. При этих температурах требуется 106 - 1010 лет для того, чтобы значительная часть водорода в центре звезды переработалась в гелий. Еще раз подчеркнем, что время горения водорода сильно зависит от массы звезды.

Рис. 18. Mg - Al - цикл. Широкой стрелкой указан выход из замкнутого цикла.



5. ПОИСК СОЛНЕЧНЫХ НЕЙТРИНО
    Основываясь на современных представлениях об эволюции Солнца и составе солнечного вещества, можно утверждать, что 98% солнечной энергии генерируется в результате реакций pp - цепочки, а CNO-цикл поставляет лишь 2% солнечной энергии.
    Как экспериментально проверить, действительно ли на Солнце протекают термоядерные реакции с образованием гелия из ядер водорода? Поскольку в условиях Солнца электромагнитное излучение имеет пробег около 1 см, из внутренних областей оно выходит наружу сильно трансформированным в результате рассеяния. Даже если в центре Солнца происходит какое-либо событие, сопровождающееся излучением большого числа фотонов, следы этого события в виде фотонов появятся на поверхности Солнца примерно через 107 лет. Таким образом, использование обычных оптических и радиоастрономических методов дает информацию об излучении лишь с поверхности звезд. Единственным источником, дающим информацию о событиях, происходящих в недрах Солнца, является нейтрино. В любом варианте pp-цепочки (рис. 14) образуется 1 - 2 нейтрино. Наблюдение солнечных нейтрино позволяет осуществить наиболее непосредственную проверку модели термоядерных реакций на Солнце.
    Зная величину энергии, выделяющейся в одном акте образования ядра 4He (около 25 МэВ), и величину полной энергии, излучаемой с поверхности Солнца в секунду, т.е. солнечной светимости (L = 2.4·1039 МэВ/с), можно оценить поток нейтрино F , падающий на поверхность Земли:
 1011 нейтрино/см2·с
(R - расстояние от Земли до Солнца).
    Несмотря на огромную величину потока нейтрино, падающего на Землю, зарегистрировать его довольно трудно, так как сечение взаимодействия нейтрино определяется величиной порядка 10-43 см2. Исходя из энергии, выделяющейся в приведенных выше ядерных реакциях, можно рассчитать энергетический спектр нейтрино, образующихся в протонном и CNO - циклах на Солнце.
    Рассчитанный спектр солнечных нейтрино показан на рис. 19. Видно, что основной выход нейтрино обусловлен реакцией 
p + p → d + e+ + νe . Большинство нейтрино имеет энергию ниже 1 МэВ. Это обстоятельство существенно с точки зрения регистрации нейтрино. Для регистрации солнечных и космических нейтрино используются три основных метода. Различные методы регистрации нейтрино имеют различные энергетические пороги.

    Хлорный детектор. В 1946 г. Понтекорво предложил использовать для детектирования нейтрино реакцию:
νe + 37Cl → e- + 37Ar .
(23)
    Изотоп 37Ar, образующийся в результате захвата нейтрино, является радиоактивным и переходит в 37Cl путем e- - захвата. Период полураспада 37Ar составляет 35 дней. Порог регистрации нейтрино хлорным методом составляет 0.814 МэВ, т. е. хлорный метод не регистрирует нейтрино, образующиеся в реакции p + p → d + e+ + νe, дающей основной выход солнечных нейтрино. Хлорный детектор регистрирует, главным образом, самые энергичные “борные” нейтрино, образующиеся на Солнце в реакции
8B → 8Be* + e+ + νe.
    Для регистрации солнечных нейтрино Дэвисом был сконструирован детектор (рис. 20), основу которого составляет бак, заполненный 380 тыс. литров раствора четыреххлористого углерода. Атомы 37Ar, образующиеся в результате захвата нейтрино, извлекаются из жидкости путем продувания через неё газообразного гелия. Эффективность извлечения 37Ar составляет около 90%. Далее 37Ar поглощается с помощью угольных фильтров, охлажденных до температуры жидкого азота, и отделяется от гелия. После соответствующей химической очистки образцы с аргоном помещаются в специальный низкофоновый детектор, в котором регистрируется β-распад 37Ar. Наблюдаются рентгеновские фотоны с энергией 2.8 кэВ, сопровождающие e-захват.
    Для того, чтобы уменьшить фон космического излучения, установка размещалась в специально созданной подземной лаборатории на глубине 1490 м. Еще раз подчеркнем, что в эксперименте Дэвиса невозможно зарегистрировать весь поток нейтрино и, в частности, нейтрино, возникающие в основной реакции взаимодействия двух протонов.

    Галлиевый детектор. Большие надежды связаны с построением детекторов на основе изотопа71Ga. Для регистрации нейтрино в этом детекторе используется реакция
71Ga + νe → 71Ge + e-.
Поглощение нейтрино приводит к образованию радиоактивного изотопа 71Ge (T1/2=11.4 дн). Галлиевый детектор имеет очень низкий порог регистрации нейтрино (233 кэВ) и поэтому он чувствителен к основному потоку солнечных нейтрино из реакции
p + p → d + e+ + νe.
    Детектор, содержащий 60 тонн галлия, позволит регистрировать одно "протонное" нейтрино в сутки.

   Метод регистрации нейтрино с помощью черенковского излучения. В этом методе, который используется в детекторах в KAMIOKANDE и SUPERKAMIOKANDE (Япония) детектируется черенковское излучение, образующееся в реакции νe + e-. Порог регистрации нейтрино, обусловленный фоном, составляет 7.5 МэВ. Таким образом, эти детекторы чувствительны лишь к части высокоэнергичных нейтрино, образующихся в результате распада 8Be → 8Be + νe + e+. Однако этот тип детектора имеет существенное преимущество перед двумя предыдущими, так как с его помощью может быть определено направление движения нейтрино.
    Ожидаемый поток нейтрино рассчитывается, исходя из определенной Солнечной модели. В случае экспериментов Дэвиса этот поток пересчитывается в скорость захвата нейтрино в резервуаре емкостью 380 тыс. литров. Для характеристики скорости захвата вводится специальная единица СЕН - солнечная единица нейтрино.
1 СЕН = 10-36 захватов нейтрино в секунду на атом.
    Основным источником фона являются нейтрино, генерируемые космическими лучами, и нейтрино от радиоактивного распада в скальных породах.
    В результате экспериментов Дэвиса было показано, что Солнце является источником нейтрино, т.е. на Солнце протекают ядерные реакции. Однако наблюдаемый поток солнечных нейтрино оказался примерно в 3 раза меньше, чем предсказывали стандарт-ные модели Солнца. Экспериментально измеренная скорость образования аргона - 2.2 ± 0.4 СЕН. Из общего значения, предсказываемого теорией (7.8 СЕН) 6.3 СЕН обусловлены распадом  8B → 8Be* + e+ + νe.
    Детекторы KAMIOKANDE регистрируют ~ 50% предсказанно-го потока солнечных нейтрино. Галлиевые детекторы регистрируют в основном высоко-энергетическую часть нейтрино, образующихся в pp-цепочке. Они также регистрируют около 50% от предсказанно-го теорией потока солнечных нейтрино. В настоящее время выдвинуто несколько гипотез, объясняющих это различие:
1. Недостаточная точность стандартной модели Солнца, в частности, недостаточно хорошее знание содержания элементов и изотопов, входящих в состав Солнца. Различные модели состояния вещества Солнца приводят к значительной неопределенности в вычислениях выхода нейтрино (потоки солнечных нейтрино в различных моделях Солнца согласуются в пределах фактора два).
2. Сечения ядерных реакций, используемые в расчетах, известны недостаточно хорошо.
3. Осцилляции нейтрино - примерно 2/3 электронных нейтрино, испускаемых Солнцем на пути к Земле, превращаются в мюонные (νμ) и тау - нейтрино (ντ), не регистрируемые хлорным и галлиевым детекторами.
4. Наличие у нейтрино магнитного момента ~ (10-11 - 10-10) μБ (μБ - магнетон Бора). Взаимодействие левополяризованных нейтрино, выходящих из ядра Солнца, с магнитным полем внешних слоев может привести к превращению части этих нейтрино в правополяризованные, не регистрируемые хлорным и галлиевым детекторами.


6. ГОРЕНИЕ ГЕЛИЯ. КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ
    Когда температура в центральной части звезды, содержащей гелий, достигает 108 K, включается новая ядерная реакция - горение гелия. В это время плотность центрального ядра составляет(104 - 105) г/см3. Особенность реакций горения гелия заключается в том, что основная реакция4He + 4He → 8Be + γ . приводит к образованию неустойчивого ядра 8Be, время жизни которого~ 10-16с. Другие же реакции с участием двух ядер гелия происходят с поглощением энергии. Однако из-за высокой плотности ядер 4He оказывается, что прежде чем ядро 8Be снова распадется на две 
α-частицы, оно успевает провзаимодействовать с еще одним ядром 4He (так называемый “тройной” α-процесс) с образованием изотопа 12C в возбужденном состоянии:
4He + 4He + 4He → 8Be + 4He → 12C* → 12C + γ .
(24)
На скорость реакции 8Be + 4He существенное влияние оказывает то, что энергия Q реакции 
8Be(4He, γ )12C, равная 7.37 МэВ, располагается вблизи второго возбужденного состояния ядра 12C с энергией 7.65 МэВ (Jp = 0+) (рис.21). То есть реакция имеет резонансный характер, что существенно увеличивает её скорость.
    Наличие возбужденного состояния вблизи энергии 7.4 МэВ впервые было предсказано астрофизиками для объяснения необходимой скорости образования ядер 12C. В дальнейшем при более тщательном исследовании спектра возбужденных состояний ядра 12C такое состояние действительно было обнаружено.

Рис. 21. Энергетические уровни ядер 12C, 16O, 20Ne и 24Mg.
    Тройной α-процесс эффективно происходит при температурах ~ 100 - 200 млн K. Поэтому процесс горения гелия начнется лишь тогда, когда в результате гравитационного сжатия в центре звезды будут достигнуты такие температуры.
    По мере накопления ядер 12C они начинают вступать во взаимодействие с 4He с образованием ядер 16O:

12C + 4He → 16O + γ (Q = 7.16 МэВ).
(25)
Из таблицы 17 (ЗАКЛЮЧЕНИЕ) видно, что так называемые N·α - ядра 12C, 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si и32S более распространены по сравнению с соседними. Они образуются при последовательном подхвате α-частиц (рис. 22):

16O + α → 20Ne + γ
(Q = 4.73 МэВ),
(26)

20Ne + α → 24Mg + γ
(Q = 9.31 МэВ),


24Mg + α → 28Si + γ
(Q = 9.98 МэВ),


28Si + α → 32S + γ
(Q = 6.95 МэВ).



Рис. 22.  - Процесс в звездах. Приведены нижние уровни ядер 8Be, 12C и 16O.
   Как далеко будет заходить этот процесс, зависит от величины сечений (α, ) реакций при тепловых энергиях. Наличие возбужденных состояний в спектрах образующихся ядер в околопороговой области сильно влияет на скорость образования элементов. В частности, на скорость образования ядер 16O в реакции (25) будет оказывать влияние уровень при энергии 7.12 МэВ в ядре 16O, расположенный вблизи порога  α-распада этого ядра (рис. 21). Однако непосредственное изучение реакции (25) с образованием уровня 7.12 МэВ в ядре 16O невозможно, так как система 12С + α даже при нулевой энергии сталкивающихся частиц обладает большей энергией (7.16 МэВ). Для того, чтобы оценить скорость протекания реакции (25) была изучена другая реакция: 12C + 6Li → 16O + d. Механизм протекания этой реакции описывается как передача α-частицы от ядра 6Li ядру 12C с образованием возбужденного состояния с E = 7.12 МэВ ядра 16O. Величина α-частичной ширины этого состояния оказалась достаточной для объяснения требуемой скорости протекания реакции. Скорость реакции 16O + α → 20Ne + γ мала. Из рис. 21 видно, что в ядре 20Ne вблизи порога реакции расположен уровень E = 4.97 МэВ (Jp = 2-). Однако структура волновой функции этого состояния слабо перекрывается с волновой функцией, описывающей систему 16O + α . Скорость реакции 16O + α → 20Ne + γ существенно увеличивается при температурах выше (7 - 8)·108 K, так как при этих температурах начинают сказываться возбужденные состояния ядра 20Ne, имеющие подходящую структуру. Поэтому продолжение цепочки образования N· - ядер в область N > 5 возможно лишь в массивных звездах с высокой температурой в центре.
    Следует учесть также то обстоятельство, что Q реакции 20Ne(,γ)24Mg оказывается расположенной в области энергий возбуждения ядра 24Mg, характеризующейся большим количеством резонансов. Поэтому ядра 20Ne будут быстро сгорать в реакции 20Ne +  → 24Mg + γ . Для решения вопроса о том, какая доля ядер 20Ne образуется в реакции горения 16O, необходим более тщательный анализ экспериментальных данных и экстраполяция их в область энергий взаимодействующих частиц ~ сотни кэВ.
    Таким образом, реакции горения гелия приводят к образованию в центре звезды плотного ядра, состоящего преимущественно из углерода и кислорода. После водорода и гелия углерод и кислород являются наиболее распространенными элементами в звездах главной последовательности, составляя соответственно 0.39% и 0.85%. Поэтому анализ отношения числа ядер 12C и 16O, получающегося при горении гелия, является важной задачей. Очевидно, что это отношение сильно зависит от скорости реакций (24) и (25). Если реакция (25) протекает быстрее, чем реакция (24), то в результате горения гелия образуется сравнительно мало углерода. Если скорость реакции (24) выше скорости реакции (25), то 16O образуется в существенно меньшем количестве.
    Сечение реакции 3α → 12C было измерено во многих лабораториях и в настоящее время имеются согласованные данные о сечении этой реакции. По сечению реакции 12C + α  16O + γ экспериментальные данные менее надежны, что затрудняет их экстраполяцию в область низких энергий (E0 ~ 0.3 МэВ, T = 2 ·108 K), при которых эта реакция протекает в звездах. В связи с этим имеется неоднозначность не только в описании распространенности изотопов 12C и 16O, но и в последующей эволюции элементного состава в звездах.
    В звезде, образующейся после сгорания гелия, 2 - 3% составляют изотопы 18O и 22Ne - продукты захвата 4He изотопами 14N и 18O:

14N + α → 18F + γ
(Q = 4.42 МэВ)
(27)

18F → 18O + e+ + νe
(Q = 1.1 МэВ, T1/2=110 мин),


18O + α → 22Ne + γ
(Q = 9.67 МэВ).

    Сгорание 4He с изотопом 18O дает начало последовательности ядерных реакций с образованием нейтронов в конечном состоянии:
18O + α
21Ne + n
22Ne + γ

Q = -0.69 МэВ
Q = 9.67 МэВ

(28)
22Ne + α
25Mg + n
26Mg + γ

Q = -0.48 МэВ
Q = 10.61 МэВ


25Mg + α
28Si + n
Q = 2.65 МэВ

26Mg + α
29Si + n
Q = 0.03 МэВ.

    Таким образом, уже на этой стадии эволюции звезды необходимо учитывать ядерные реакции, происходящие под действием нейтронов.
    По мере истощения запасов водорода в центре звезды и образования в центре гелиевого ядра процесс горения водорода постепенно перемещается к периферии звезды. При этом плотность гелиевого ядра продолжает увеличиваться за счет гравитационного сжатия и температура его резко возрастает. Увеличение темпа излучения приводит к увеличению размеров внешней оболочки в десятки и сотни раз, что влечет за собой падение температуры внешних слоев звезды. В итоге звезда сходит с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Рассела и перемещается в область красных гигантов. Горение гелия происходит гораздо быстрее, чем водорода, поэтому красные гиганты на диаграмме Герцшпрунга - Рассела встречаются сравнительно редко. По современным представлениям Солнце должно превратиться в красный гигант через 5·109 лет. Размеры Солнца в стадии красного гиганта увеличатся настолько, что под его внешней поверхностью окажутся такие планеты Солнечной системы как Меркурий и Венера.
    На рис. 23 показано, как меняется температура поверхности и светимость звезды с M = 5M на этапах горения водорода в центральной части, образования красного гиганта и горения гелия в центральной части. На графике нанесены интервалы времени, необходимые для перемещения от одной точки диаграммы к другой.
    На рис. 24 показано внутреннее строение звезды с M = 5M в зависимости от возраста. Заштрихованные участки соответствуют ядерным реакциям горения водорода (обозначение 
H → He) и гелия (обозначение He → C). Конвективные зоны обозначены точками. Цифры на рис. 24 соответствуют цифрам на рис. 23. По вертикальной оси отложена доля массы звезды, вовлеченная в соответствующий процесс.
    В точке 1 начинается горение водорода с образованием гелия. Ядерная реакция охватывает примерно 7% общей массы звезды.

Рис. 23. Эволюция звезды с массой, равной пяти массам Солнца.
Конвективная оболочка содержит около 20% массы звезды. В точке 4 заканчивается горение водорода в центре и ядерная реакция перемещается во внешний слой. В точке 7 начинается горение гелия в центре звезды. Наряду с этим существует тонкий внешний слой, в котором продолжаются реакции горения водорода. В точке 11 истощаются запасы гелия в центре звезды. Процесс горения гелия постепенно перемещается во внешние слои. Концентрация гелия в центре звезды падает до нуля. В центре звезды оформилось углеродное ядро. Начиная с точки 12, происходит все большее перемещение реакций горения гелия за внешние слои. При этом формируется широкая внешняя конвективная зона.
 
 
 

7. ГОРЕНИЕ УГЛЕРОДА И КИСЛОРОДА
    На рис. 25 приведен теоретически рассчитанный химический состав звезды с массой 5M в стадии, предшествующей началу горения углерода. По оси x отложена доля от полной массы звезды, отсчитываемая от центра звезды. По оси y - доля массы химических элементов - углерода, гелия и водорода. Различные теоретические модели отличаются в деталях, однако общим для них является следующее:
1. Большая часть гелия, образовавшегося при горении водорода в центре звезды, превратилась в углерод.
2. Несгоревший гелий содержится в относительно тонком слое звезды. Масса его не превышает 10% массы звезды.
3. Несгоревший водород располагается во внешних областях звезды.
    В достаточно массивных звездах за фазой горения гелия следуют фазы горения углерода (Z = 6), неона (Z = 10) и кислорода (Z = 8). Поскольку эти ядра обладают достаточно большими зарядами и роль кулоновского барьера существенно возрастает, требуются более высокие температуры, достижимые лишь в массивных звездах. В массивных звездах углерод может гореть в условиях термодинамического равновесия. На рис. 26 приведены теоретические расчеты эволюции звезды с M=25M на стадии горения углерода, неона и кислорода. 
    Горение углерода начинается при температуре около 8·108 K и плотности ~ 105 г/см3. Основные реакции горения углерода следующие:
12C + 12C
20Ne +  (Q = 4.62 МэВ)
23Na + p (Q = 2.24 МэВ)
24Mg +  (Q = 13.93 МэВ)
23Mg + n (Q = -2.60 МэВ)
(29)



(T1/2 = 12.1 c)

Рис. 26. Зависимость плотности в центре звезды с массой 25M от температуры в процессе её эволюции. Указаны времена выгорания различных элементов и нейтринная светимость Lν звезды
    Полное сечение реакции 12C + 12C измерено в лабораторных условиях, начиная с энергии 2.4 МэВ. При этой энергии сечение составляет ~ 10-8 барн. Температура горения углерода 8·108 K соответствует энергии E0 сталкивающихся частиц ~ 1.7 МэВ. При этой энергии экстраполированная величина сечения составляет ~ 10-13 барн. Основным продуктом горения углерода является 20Ne. При дальнейшем росте давления и температуры ядра 20Ne разрушаются в результате реакции фоторасщепления 20Ne + γ→16O + α. Это происходит из-за малой энергии связи α-частицы в ядре20Ne ( Eα(20Ne) ~ 4.73 МэВ ). Для сравнения укажем, что в ядре 16O энергия связи α-частицы составляет 7.2 МэВ.
    Следующая стадия - горение кислорода. Основные реакции:
16O + 16O
32S + γ(Q = 16.54 МэВ)
31P + p (Q = 7.68 МэВ)
31S + n (Q = 1.50 МэВ)
28Si + α(Q = 9.59 МэВ).
(30)
    Характерные особенности реакций горения углерода и кислорода следующие:
1. Большое число различных каналов реакции.
2. Протоны, нейтроны, γ-кванты, образующиеся в конечном состоянии, быстро вступают в новые реакции, что значительно расширяет число возможных реакций и изотопов.
3. Основным продуктом горения углерода и кислорода является ядро 28Si, соответствующее заполненной подоболочке 1d5/2. В этом случае удельная энергия связи имеет максимум.
4. Резкое увеличение нейтринной светимости звезды при переходе от реакций горения углерода к реакциям горения кислорода. При изменении температуры в центре звезды от 0.5·109 K до 2.5·109 K нейтринная светимость Lν для массивной звезды возрастает на 6 порядков (рис. 26).

8. ГОРЕНИЕ КРЕМНИЯ
    Характерные условия горения кремния - температура (3 - 5)·109 K, плотность 105 - 106 г/см3. С началом горения кремния происходит изменение процесса горения. Кулоновский барьер слишком велик для эффективного образования ядер 56Ni непосредственно в реакции:
28Si + 28Si  56Ni + γ(Q = 10.92 МэВ).
(31)
    Но на этой стадии звездной эволюции массивных звезд существенную роль начинают играть многочисленные реакции с участием нейтронов, протонов,  -частиц и  -квантов. Эти реакции приводят к образованию элементов в районе железного максимума на основе исходных ядер 28Si.
    По мере того, как в ядерные реакции вступают все более тяжелые ядра, происходит постепенное повышение температуры звезды. При температуре ~ 109 K в звездной эволюции появляется качественно новый момент, обусловленный тем, что в ядерных превращениях существенную роль начинают играть электромагнитные процессы - реакции под действием  -квантов и электронов. Наряду с ростом энергии фотонов с увеличением температуры (Eγ ~ T) растет и их число (Nγ ~ T4). Энергии фотонов, находящихся в равновесии с компонентой звездной материи при T=109 K, вполне достаточно для образования пар в кулоновском поле ядер.
    При это наряду с процессами
e+ + e- <=>  2γ
оказываются возможными также процессы
e+ + e-  νe + e,
идущие в результате слабых взаимодействий. Так как сечение взаимодействия νe и e мало(σ~ 10-42 - 10-43 см2), эти частицы будут быстро уносить энергию из центральной части звезды. Существенно раньше, чем будут достигнуты условия для слияния двух ядер кремния, энергии и интенсивности фотонов окажутся достаточными для протекания реакций фоторасщепления кремния:
28Si + 
24Mg + α(Q = -9.98 МэВ)
27Al + p (Q = -11.58 МэВ)
27Si + n (Q = -17.18 МэВ).
(32)
    В результате образуется большое количество n, p и α-частиц и их роль в реакции горения кремния увеличивается. 28Si и образующиеся продукты с большим Z, облучаясь в потоках n, p,  ,  в термодинамическом равновесии, образуют большинство элементов в районе железного максимума.
    При температуре ~ 109 K ядерные реакции в звездах можно разделить на две группы. Первую группу реакций составляют реакции захвата, при которых скорости образования ядер с большим A доминируют над скоростями распада ядер под действием фотонов. В результате этих реакций и образуются ядра вплоть до A ~ 60. Сильный спад распространенности элементов, наблюдающийся в этой области массовых чисел, обусловлен влиянием кулоновского барьера. Реакции первой группы ответственны за генерацию энергии в относительно спокойный период звездной эволюции.
    По мере того, как увеличивается температура в центре звезды, все большую роль будут играть реакции фоторасщепления, т.е. образование элементов с меньшими A, так как в результате взаимодействия γ-квантов с ядром происходит расщепление ядра. Наиболее характерные реакции - (γ,p) и (γ,n). Реакции фоторасщепления ядер относятся к реакциям второй группы и приводят к появлению протонов и нейтронов, которые взаимодействуют с продуктами углеродного и кислородного сгорания. Так как пороги реакций (γ,p) и (γ,n) для α-частичных ядер (Nα) выше, чем для соседних ядер, они будут меньше разрушаться фотонами, т.е. будет происходить увеличение их относительной распространенности. Такой эффект наблюдается для всех α-частичных ядер вплоть до нестабильного изотопа никеля 56Ni (T1/2 = 6.1 дня). Таким образом, на этой стадии эволюции процессы образования ядер с большими A будут конкурировать с процессами фоторасщепления.
    Реакции захвата  -частиц оказываются в равновесии с обратными реакциями фоторасщепления:
28Si + 4He <=> 32S + γ, 
32S + 4He <=> 36Ar + γ.
(33)
    Эти реакции, называемые E-процессом, происходят в условиях термодинамического равновесия.
    Расчеты показывают, что, исходя из этих двух механизмов, удается хорошо описать распространенности элементов в области средних ядер и объяснить максимум в районе железа. Дело в том, что железо и ближайшие элементы являются последними в цепи элементов, сгорание которых приводит к выделению ядерной энергии. Объясняется это тем, что удельная энергия связи на нуклон как функция массового числа A достигает максимума в районе железа. Поэтому реакции синтеза, в которых участвуют ядра тяжелее железа, происходят с поглощением энергии.
    На рис. 27 приведена совокупность ядерных реакций, приводящих к синтезу элементов от гелия до германия. Для детальных расчетов распространенности элементов в звездах, прошедших стадии горения углерода, кислорода, кремния с образованием элементов группы железа, необходимы дальнейшие лабораторные исследования большой совокупности ядерных реакций, приведенных в левом верхнем углу рис. 27, начиная с низких энергий порядка нескольких сотен кэВ.
    Удовлетворительное согласие результатов расчета распространенности различных элементов в районе железного максимума свидетельствует о том, что рассмотренная модель довольно близка к реальной ситуации.
    На стадии горения кремния звезда достигает максимального размера, т.к. при истощении в центре звезды последовательно запасов водорода, гелия, кислорода, кремния, ядро звезды сжимается, плотность в центре звезды последовательно увеличивается, а термоядерные реакции синтеза перемещаются на периферию звезды, приводя к расширению её оболочки. Если на начальной стадии звезды она имела однородный состав и в основном состояла из водорода и гелия, то теперь она имеет слоистый состав. В центре звезды содержатся тяжелые элементы группы железа, никеля, а на периферии расположены более легкие элементы. Внешняя оболочка состоит из водорода.
   На рис. 28 представлено содержание различных элементов в звезде с массой 25M в зависимости от массы внутренней области.
Из рис. 28 хорошо видно, как, по мере удаления от центра звезды, увеличивается доля элементов с меньшим A. Центральная часть звезды состоит из железа и незначительной доли нейтронов и  - частиц - продуктов диссоциации железа под действием  - квантов. В районе M/M = 1.5преобладает 28Si. 20Ne и 16O составляют основную долю вещества в области от 1.6 до 6M/M . Внешняя оболочка звезды (M/M > 8) состоит из водорода и гелия.
    Вновь обратившись к рис. 2, видим временные промежутки, которые необходимы массивной звезде для последовательного сжигания различных элементов.
    Изображенное на рис. 28 распределение элементов соответствует стадии предсверхновой, когда фоторасщепление железа под действием γ-квантов вызывает сжатие центральной части звезды с последующим взрывом сверхновой.


9. РЕАКЦИИ ПОД ДЕЙСТВИЕМ НЕЙТРОНОВ. s-ПРОЦЕСС.
    Распространенность элементов, расположенных в области за железом, относительно слабо зависит от массового числа A. Это свидетельствует об изменении механизма образования этих элементов. 
    Образование этих элементов в результате взаимодействия заряженных частиц сильно подавлено из-за кулоновского барьера. Фактор, который также необходимо принять во внимание, состоит в том, что большинство тяжелых элементов являются -радиоактивными.
    По современным представлениям тяжелые элементы образуются в реакциях захвата нейтронов. Обычно различают быстрый (r) и медленный (s) процессы захвата нейтронов (от английских словrapid и slow). Эти два механизма различаются отношением скорости захвата нейтронов (реакция (n, )) к скорости -распада. При условии τβ /τ(n,γ) << 1 в цепочку процессов образования тяжелых элементов будут вовлечены только стабильные и -радиоактивные ядра с большими периодами полураспада. То есть образование элементов будет происходить вдоль долины -стабильности. Нейтроны добавляются к ядрам последовательно. При этом могут образоваться только сравнительно устойчивые ядра. Ядра с малыми периодами полураспада исчезают раньше, чем они успевают захватить следующий нейтрон. Поэтому ясно, что образование тяжелых элементов должно заканчиваться свинцом и висмутом. На рис. 29 показана схема образования тяжелых элементов в s-процессе. В s-процесс вовлечены также некоторые --радиоактивные ядра, имеющие большой период полураспада. За исходное ядро взято 56Fe. Показаны изотопы, которые могут образоваться при медленном захвате нейтронов от Z = 26 (Fe) до Z = 33 (As).
    По современным представлениям примерно половина наблюдаемого количества элементов с A > 60 образуется в результате s-процесса.
    Медленный s-процесс происходит в оболочках красных гигантов. Конкретный набор изотопов и соотношение между ними, получающееся в реакциях медленного захвата нейтронов, зависит от соотношения скоростей процессов β-распада и захвата нейтронов.
    При условии τβ /τ(n,γ) >> 1 в процесс образования тяжелых элементов будет дополнительно вовлечено большое количествоβ-радиоактивных элементов с короткими периодами полураспада (так называемое “образование r-элементов”).
    Теоретические оценки показывают, что для протекания s - процесса достаточно плотности нейтронов 1010 н/см3. В качестве исходных ядер, из которых в результате последовательного захвата нейтронов будут образовываться тяжелые элементы, можно выбрать ядра “железного пика”. При плотности нейтронов
1010 н/см3 полное время облучения, необходимое для образования свинца из железа, составляет около 103 лет. Выбор в качестве исходного материала более легких ядер наталкивается на большие трудности. Во-первых, чем легче исходное ядро, тем большее число нейтронов должно быть захвачено и время образования тяжелых элементов существенно увеличивается. Во-вторых, отсутствие стабильных ядер с A = 5 и A = 8 приводит к тому, что этот рубеж нельзя перейти путем последовательного захвата нейтронов. В - третьих, сечение радиационного захвата нейтронов для ядер 12C, 16O и 40Ca составляет крайне малую величину и следовательно время образования тяжелых элементов должно увеличиваться на несколько порядков. Эти аргументы наиболее существенны для выбора в качестве исходных нуклидов ядер области “железного пика”.
    Наиболее важным аргументом в пользу механизма образования тяжелых элементов в реакциях захвата нейтронов является следующий. Оказывается, что произведение сечения захвата нейтроновσn,γ(A) с энергией 25 - 50 кэВ на распространенность ядер n(A) долины β-стабильности является монотонно меняющейся величиной, в то время как сечение  σn,γ реакции (n,γ) и распространенность элементов сильно варьируется от ядра к ядру. Объяснить эту закономерность можно следующим образом. Изменение числа n(A) ядер с массовым числом A описывается уравнением:
dn(A)/dt = kn(A-1)σn,γ(A-1) - kn(A)σn,γ(A),
(34)
где k - поток нейтронов. Если процесс стационарный, то dn(A)/dt = 0. Отсюда получаем:
n(A-1)σn,γ(A-1) = n(A)σn,γ(A) = const
(35)
    Из соотношения (35) следует, что чем меньше сечение радиационного захвата нейтронов, тем больше должна быть распространенность элемента, образующегося в s-процессе. В частности, это объясняет почему ядра с магическими числами N и Z встречаются чаще (рис. 8). Связано это с тем, что для магических ядер величина сечения радиационного захвата нейтронов падает на порядок по сравнению с соседними немагическими. Малые величины сечений захвата нейтронов в случае ядер с заполненными оболочками обусловлены в свою очередь следующей причиной. В области малых энергий нейтронов En ~ kT ~ 10 - 100 кэВ сечение радиационного захвата нейтронов σn,γ ~ Гγ/D, где Гγ - радиационные ширины резонансов, а D - среднее расстояние между резонансами. Величина Гγ слабо меняется для соседних ядер, так как зависит от большого числа всевозможных переходов на низколежащие состояния. В то же время величина D резко возрастает для магических ядер.
    В распространенности элементов должны также наблюдаться максимумы при A = 90, 138 и 208, соответствующие заполнению нейтронных оболочек с N = 50, 82 и 126. В кривой распространенности элементов легко обнаруживаются эти максимумы. 
    s - Процесс имеет надежное экспериментальное подтверждение. На рис. 30 показано произведение сечения захвата σ ≡ σnγ нейтронов ядрами при En ~ 30 кэВ на распространенность нуклидов n, образующихся в s-процессе. В соответствии с предсказанием модели, опирающейся на механизм медленного последовательного захвата нейтронов, произведение n ·σ действительно близко к константе на некоторых участках (A = 90 - 130, 140 - 190), как это и следует из соотношения (35).
    Для того, чтобы в звездах эффективно протекал s-процесс необходимы определенные условия.
1. Температура вещества T должна быть больше 108 K для того, чтобы могли происходить ядерные реакции с образованием нейтронов.
2. Плотность нейтронов должна превышать 1010 см-3.
3. Условия 1 и 2 должны существовать в звезде в течение достаточно продолжительного времени (больше 103 лет), чтобы путем последовательного захвата нейтронов могли образовываться тяжелые ядра.
4. Продукты s-процесса должны эффективно выноситься во внешнюю оболочку звезды и попадать в межзвездную среду без дальнейших ядерных реакций.

Рис. 30. Экспериментальная зависимость n от массового числа A для элементов Солнечной системы.
    Основная проблема при описании s-процесса - источник нейтронов. Обычно в качестве источника нейтронов рассматривают две реакции - 13C( ,n)16O и 22Ne( ,n)25Mg. Для протекания первой реакции требуются условия, при которых происходит совместное горение водорода и гелия. В качестве механизма, создающего такие условия, рассматривается соприкосновение конвективной оболочки, в которой происходит горение гелия, с богатой водородом внешней оболочкой.
    Образование нейтронов происходит в следующей цепочке реакций:
12C + p  13N +  
13N  13C + e+ + e 
13C +   16O + n
(Q = 1.94 МэВ),
(Q = 1.20 МэВ, T1/2=10 мин),
(Q = 2.22 МэВ).
(36)
    Реакция 13C +   16O + n эффективно происходит при температуре > 108K. Образование нейтронов в реакции 22Ne +   25Mg + n (Q = -0.48 МэВ) зависит от присутствия 14N в зоне горения гелия (последовательный захват двух -частиц и +-распад образовавшегося ядра 22Na превращает ядро 14N в 22Ne). Для этого необходимо, чтобы в первоначальном веществе звезды, в которой происходит горение гелия, уже присутствовал изотоп 14N. Источником ядер 14N является CNO-цикл. 
    Дополнительным источником нейтронов с плотностью 109 - 1011 н/см3 при T ~ 108 K могут быть фотоядерные (фотонейтронные) реакции:
13C +   12C + n (Q= -4.95 МэВ),
14N +   13N + n (Q= -10.55 МэВ).
(37)
    Роль фотонейтронных реакций возрастает с увеличением температуры.
    Подходящие условия для образования ядер в s-процессе существуют в красных гигантах. За счет s-процесса можно объяснить образование всех элементов вплоть до Z = 83. Ядра с Z = 84 - 89 не имеют стабильных изотопов и являются радиоактивными. Поэтому в s-процессе преодолеть эту область Z невозможно. В то же время в природе существуют ядра с Z = 90 (торий) и Z = 92 (изотопы урана 235U и 238U). Для объяснения существования этих ядер необходимо предположить их образование в результате быстрого захвата нейтронов нестабильными ядрами в результате r-процесса.

10. НУКЛЕОСИНТЕЗ В СВЕРХНОВЫХ.
КОНЕЧНЫЕ СТАДИИ ЭВОЛЮЦИИ ЗВЕЗД
    Сверхновые звезды - это массивные звезды, светимость которых внезапно увеличивается до огромной величины, а затем постепенно спадает. Сверхновая проходит все этапы эволюции звезды, завершая “жизненный путь” гравитационным коллапсом. С учетом того, что звезда теряет часть массы как до, так и в процессе коллапса, начальная масса сверхновой должна составлять не менее 8 - 10M . Обычно говорят о двух типах сверхновых звезд, различающихся спадом кривой светимости (рис. 31, 32).
    В максимуме светимости сверхновая звезда излучает в единицу времени столько же энергии в видимой части спектра, сколько из-лучает целая галактика, состоящая из обычных звезд. Энергия, выделяющаяся в результате взрыва сверхновой, составляет 1051-1054 эрг.
    При каких условиях звезда может стать сверхновой? Эта стадия в эволюции массивной звезды наступает тогда, когда завершаются реакции термоядерного синтеза и в центре звезды образуются ядра группы железа. После образования ядер железа ядерный разогрев сердцевины звезды останавливается (ядерное топливо полностью исчерпано) и ядро звезды начинает сжиматься под действием сил гравитации. В ядре звезды происходят ядерные процессы совершенно другой природы - ядра области “железного” максимума расщепляются на более легкие ядра, -частицы, нейтроны и протоны.
    Сверхновые I-го типа. Кривая светимости сверхновой I-го типа показана на рис. 31. Яркость за время около 2 недель достигает максимума, затем быстро спадает в течение 2 недель и затем ослабевает по экспоненциальному закону с характерным временем спада светимости - примерно в два раза за 50 дней. 
    Идея о том, что причиной вспышки сверхновой I-го типа является горение углерода, была высказана в 1960 г. Фаулером и Хойлом. Сверхновые I-го типа рождаются из компактных звезд типа белого карлика. Причина взрыва состоит в том, что будущая сверхновая входит в систему двойных звезд. Согласно современным представлениям вещество со спутника, притягиваемое мощным гравитационным полем карлика, постепенно падает на его поверхность, что приводит к увеличению массы углеродно-кислородного ядра белого карлика. В конце концов углерод вспыхивает в центре и сгорает в идущей наружу волне взрывного горения
12C + 16O → 28Si + γ (Q = 16.76 МэВ),
28Si + 28Si → 56Ni + γ (Q = 10.92 МэВ).
(38)
    При взрывном горении кремния в оболочке сверхновой вне коллапсирующего ядра, но в непосредственной близости от него в основном образуется радиоактивный изотоп 56Ni с периодом полураспада 6.1 дн (рис. 33). Далее e-захват приводит к образованию ядра 56Co преимущественно в возбужденном состоянии с энергией 1.72 МэВ с последующим переходом в основное состояние и испусканием каскада -квантов с энергиями от 0.163 МэВ до 1.56 МэВ. Основным механизмом взаимодействия γ-квантов такой энергии с веществом является комптоновское рассеяние. В результате энергия фотонов быстро уменьшается до ~ 100 кэВ, происходит эффективное поглощение их в результате фотоэффекта, что приводит к нагреву вещества звезды. По мере расширения звезды плотность вещества в звезде падает, число столкновений фотонов уменьшается и вещество поверхности звезды становится прозрачным для излучения. Как показывают теоретические расчеты, такая ситуация наступает примерно через 20-30 суток после достижения звездой максимума светимости.
    Через 60 суток после начала взрыва эффективное число столкновений фотонов с веществом звезды уменьшается до 1 и γ-излучение свободно выходит из звезды. Этот интервал времени соответствует переходу к экспоненциальному спаду кривой светимости. При столь больших временах источником γ-излучения в основном становится 56Fe, являющийся продуктом β-распада56Co. В таком распаде ядра 56Fe образуются в состояниях с энергиями возбуждения вплоть до 4.2 МэВ. Полученные экспериментально временные изменения светимости качественно подтверждают эту модель. Наблюдения указывают на спад светимости после максимума блеска с характерным временем, близким ко времени распада 56Ni (T1/2 = 6.1 дня) с последующим уменьшением темпа спада светимости до характерного времени распада изотопа
56Co (T1/2 = 77 дней).
    Дополнительным источником выделения энергии является испускание позитрона ядром 56Co. Позитроны, также как и -кванты, нагревают вещество звезды.
    Таким образом, кривые светимости сверхновых I-го типа определяются в значительной степени свойствами цепочки распадов 56Ni → 56Co → 56Fe. Излучаемая в виде  γ-квантов энергия примерно на порядок превышает все тепловое излучение сверхновых I-го типа. Масса, выбрасываемая в межзвездное пространство, составляет ~ M.
    Анализ спектров γ-квантов мог бы дать важную информацию о динамике сверхновых. В частности, наблюдение γ-квантов от распада 56Ni позволяет оценить размер взрывающейся оболочки и скорость выброса вещества. Наблюдение линий от 56Co позволяет понять динамику механизма взрыва. Так как γ-кванты от 56Ni и 56Co должны проходить через одну и ту же толщину поглощающего вещества, относительные интенсивности линий от этих изотопов позволяют оценить длительность вспышки и время прекращения взрывного синтеза.
    Гамма-излучение от сверхновой SN 1987A, которое достигло Земли лишь в августе 1987 г., действительно содержало линии радиоактивного 56Co. Таким образом было доказано, что 56Co возникает в процессе взрыва (иначе большая его часть распалась бы с образованием других элементов, так как T1/2(56Co) = 77 дней). Тем самым подтверждена гипотеза о возникновении элементов среднего веса в условиях высоких температур и давлений, образующихся при взрыве сверхновой. В процессе регистрации γ-излучения 56Co от SN 1987A в течение определенного времени наблюдался рост его интенсивности. Это означало, что все большее количество кобальта становилось доступным для наблюдения по мере того, как внешняя оболочка звезды, расширяясь в межзвездном пространстве, становилась все более разреженной и, следовательно, прозрачной для γ-квантов.
    Полагают, что энергия, выделявшаяся в ходе этого процесса последовательного распада56Ni → 56Co → 56Fe, поддерживала яркое свечение остатка SN 1987A на протяжении 1987 г.
    Изложенный механизм образования ядер в цепочке 56Ni → 56Co → 56Fe, сопровождаемый интенсивным γ-излучением, должен быть присущ любому типу сверхновой.
    Сверхновые II-го типа. Они возникают из гораздо более массивных звезд (SN 1987A, по-видимому, относится именно к этому типу). Ниже приводятся результаты теоретического расчета нуклеосинтеза в двух моделях звезд массой 25M , включающих в себя эволюцию химического состава вплоть до момента коллапса железного ядра. Рассмотрение отдельных деталей дает представление о том, как выполняются подобные расчеты. Модели различаются первоначальным составом элементов, из которых происходит формирование вещества звезды.
Таблица 9
Состав элементов, учитываемых в расчетах эволюции сверхновых II-го типа
Z
Элементы
Amin
Amax
Z
Элементы
Amin
Amax
2
He
4
4
17
Cl
35
38
6
C
12
14
18
Ar
36
41
7
N
13
15
19
K
39
42
8
O
15
18
20
Ca
40
49
9
F
17
19
21
Sc
43
49
10
Ne
20
23
22
Ti
44
51
11
Na
21
24
23
V
47
52
12
Mg
23
27
24
Cr
48
55
13
Al
26
28
25
Mn
51
56
14
Si
27
31
26
Fe
52
59
15
P
30
33
27
Co
55
60
16
S
31
37
28
Ni
56
65
   Модель I. Исходный состав элементов аналогичен солнечному. Модель I описывает звезды населения I, довольно характерные для нашей галактики.
    Модель II. Исходный состав элементов с Z > 3 составляет 1% солнечного. Модель II описывает звезды населения II, существовавшие на ранних этапах эволюции Галактики.
    Состав элементов (табл. 9), учитываемых в расчетах [3], включает ядра, связанные между собой всевозможными двойными реакциями, содержащими во входном и выходном каналах n, p, α , γ , а также реакции α + α + α , 12C + 12C, 12C + 16O, 16O + 16O. Включены также реакции, происходящие в результате слабых взаимодействий (e-,νe), (e+,e).
    С помощью ЭВМ была рассчитана звездная эволюция с момента появления на главной последовательности. Учитывались стадии горения водорода, углерода, неона, кислорода, кремния вплоть до момента, когда ядро звезды коллапсирует в результате распада железного ядра звезды на более легкие частицы. Характеристики звезд в момент коллапса для двух моделей приведены в табл. 10.
Таблица 10
Сравнительные характеристики звезд в модели I и II
Модель
Масса, M
Радиус, см
Температура поверхности, K
Фотонная светимость, эрг/с
Модель I
25
6.49·1013
4370
1.09·1039
Модель II
25
1.27·1013
9790
1.05·1039
    В момент коллапса обе звезды имеют характеристики сверхгигантов с протяженной оболочкой. Модель II дает меньший радиус и более высокую температуру поверхности. Сравнение температур и плотностей для внутренних областей обоих типов звезд проведено на рис. 34. Температура и плотность постепенно уменьшаются в мантии и круто падают в водородной оболочке. Как видно из рис. 34, в конце эволюции перед коллапсом в массивных звездах образуется плотное(ρ ~ 108 - 1010 г/см3) ядро, нагретое до температуры 109 - 1010 K. Масса этого ядра, состоящего из элементов железного пика, ~ 1 - 2M , радиус ~ 107 - 108 см.
    Для большей наглядности на рис. 35 схематично изображено распределение элементов внутри звезды. 
    Более детально химический состав для моделей I и II показан на рис. 36. По оси x отложена массовая координата в единицах массы Солнца. Для основных элементов в обоих случаях получаются примерно одинаковые распределения. Железное ядро погружено в нейтронизованное вещество и окружено слоями вещества, состоящими из кремния, серы, кислорода, неона, углерода и гелия. Все это окружено сильно разреженной оболочкой из водорода. В случае модели I наружные слои звезды более обогащены такими элементами, как неон и кислород. Распределение элементов, приведенное на рис. 36, соответствует моменту непосредственно предшествующему взрыву сверхновой.
    История эволюции сверхновой на начальных этапах практически ничем не отличается от той, которая уже была рассмотрена раньше. Основное отличие заключается в существенном уменьшении времени эволюции, обусловленном большой массой звезды. Более подробно рассмотрим развитие звезды с момента, когда в её центре становится возможным слияние ядер кремния с образованием ядер железа. Чтобы достичь этой стадии, массивной звезде необходимо несколько миллионов лет. Все дальнейшее происходит стремительно. Реакция горения кремния происходит в течение суток. В центре звезды, внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. На границе железного ядра и кремниевой оболочки и в более удаленных слоях продолжается синтез элементов и выделение энергии за счет термоядерных процессов. Состоящая из элементов железного максимума центральная область продолжает сжиматься. Однако ядерные источники энергии уже исчерпаны, так как образовавшиеся в центральной части звезды атомные ядра имеют максимальную удельную энергию связи. Означает ли это, что в центральной части звезды полностью прекращаются ядерные реакции? Конечно, нет. На самом деле температура и, соответственно, кинетическая энергия сталкивающихся частиц достигает такой величины, при которой будут идти реакции с образованием более слабо связанных ядер. Происходит важное качественное изменение в характере ядерных реакций. Если до этого момента преобладали реакции синтеза более тяжелых элементов с выделением энергии, то теперь ситуация резко меняется. Начинается распад железного ядра на более легкие фрагменты.
    При температуре 5·109 K существенную роль начинают играть реакции фоторасщепления железа на нейтроны, протоны и ядра гелия. Эти реакции протекают с поглощением энергии. Энергия, выделившаяся в звезде при превращении водорода в железо, теперь начинает тратиться на то, чтобы железо снова превратилось в гелий, водород, нейтроны. Открываются многочисленные каналы реакций между продуктами распада и легкими частицами - протонами, нейтронами, α-частицами. Так как эти реакции идут с поглощением энергии, начинается охлаждение центральной части звезды.
    Наряду с этим существенную роль начинают играть процессы, происходящие в результате слабого взаимодействия, которые также приводят к охлаждению центральной части звезды. При больших плотностях энергия электронов возрастает настолько, что в результате их захвата компенсируется разность масс ядер 56Fe - 56Mn (3.7 МэВ) и 56Mn - 56Cr (1.6 МэВ) и других изобар, отличающихся заменой протона на нейтрон. Таким образом, вследствие захвата ядром электронов в реакциях
(A,Z) + e- → (A,Z-1) + νe
происходит обогащение элементов центральной части звезды нейтронами. Этот процесс называется нейтронизацией вещества.
    Процесс быстрого охлаждения сопровождается дальнейшим сжатием звезды. При этом, в отличие от стадии квазистатического равновесия, выделение гравитационной энергии уже не сопровождается повышением температуры. На этом этапе рост давления в центре звезды не в состоянии скомпенсировать рост сил гравитации. Звезда теряет устойчивость и начинается постепенно убыстряющееся (свободное) падение наружных оболочек на центр звезды.
    Кинетическая энергия падающего к центру звезды вещества приводит к быстрому увеличению скорости горения наружных слоев звезды. При температуре 109 - 1010 K кислород во внешней зоне выгорает в течение нескольких минут. Если звезда достаточно массивна и масса кислорода в ее наружных слоях близка к массе Солнца, то выделяющаяся в течение нескольких минут энергия сравнима с энергией, выделяемой Солнцем в течение миллиарда лет.
    Особенно бурно протекает заключительный этап сжатия массивной звезды. За время, по - видимому, не более нескольких секунд плотность центральной части звезды достигает плотности ядерного вещества (1014 - 1015 г/см3) или даже несколько большей величины. Температура ядра звезды нарастает до 1011-1012 K. В этих условиях интенсивно идет реакция превращения протонов в нейтроны с образованием нейтрино
p + e- → n + νe.
Нейтринная светимость достигает огромной величины 1053 эрг/с. Нейтрино свободно покидают звезду, унося большую часть высвобождающейся при взрыве сверхновой энергии и оставляя в центре звезды сжатое до ρ ~ 1014 - 1015 г/см3 нейтронное ядро.
    С образованием нейтронного ядра сжатие центральной части звезды резко прекращается и возникает отраженная ударная волна.
Свойства этой волны, детали ее формирования и распространения, последующий выброс вещества внешних слоев исследованы пока недостаточно детально. Поэтому расчеты этой стадии схематичны. В расчете, результаты которого приведены на рис. 37, считается, что все вещество вне нейтронизованного ядра выбрасывается.
    Не исключено также, что срыв оболочки сверхновой происходит за счет неизвестного механизма передачи ей части энергии нейтринной вспышки (для этого требуется передача оболочке всего лишь ~ 1% этой энергии). Важным подтверждением правильности основных положений вышеизложенной теории взрыва сверхновых явилась регистрация нейтринными детекторами Земли нейтринного импульса при взрыве SN 1987A.
    В части звездного вещества, расположенной в области M < 2.3M , температура в момент взрыва сверхновой повышается настолько, что создаются условия для протекания взрывного нуклеосинтеза, в результате чего в течение нескольких минут происходит перераспределение элементного состава этой области звезды (рис. 37). Вещество остальной части звезды (M > 2.3M ) выбрасывается в межзвездное пространство без изменения химического состава.
    Результаты взрывного нуклеосинтеза представлены в табл. 11 и на рис. 38. На рис. 38 детально сравнивается содержание элементов, образующихся во взрывном нуклеосинтезе и выбрасываемых в межзвездное пространство, с содержанием элементов в Солнечной системе.
Таблица 11
Распределение синтезированных ядер по массе (вещество, выброшенное звездой
массой 25M населения I)
Ядра
Область звезды, M
Доля по массе
I
II
III
1H
9.5 – 25
0.381
4He
7.1 – 25
0.362
12C
2.0 - 9.3
3.2·10-2
13C
9.3 – 25
3.7·10-5
14C а,б
7.1 - 9.3
1.3·10-6
14N
9.3 – 25
3.4·10-3
15N
9.7 – 25
1.9·10-6
16O
1.9 - 9.2
1.2·10-1
17O
9.3 – 25
3.5·10-5
18O
7.1 - 9.3
3.0·10-4
18F
7.1 - 9.3
9.3·10-7
20Ne
2.1 - 6.7
5.7·10-2
21Ne
2.1 - 7.0
8.1·10-5
22Ne
6.8 - 9.3
1.6·10-3
22Na б
2.1 - 6.7
9.9·10-7
23Na
2.1 - 6.7
1.9·10-3
24Mg
1.9 - 6.7
1.2·10-2
25Mg
2.1 - 7.1
1.4·10-3
26Mg
2.1 - 7.1
1.9·10-3
26Al б
2.0 - 6.7
8.7·10-7
27Al
1.9 - 6.7
1.9·10-3
28Si
1.8 - 6.7
5.0·10-3
29Si
1.9 - 6.7
2.1·10-4
30Si
1.9 - 6.7
2.3·10-4
31P
1.9 - 6.7
5.3·10-5
32S
1.8 - 2.1
1.5·10-3
33S
1.8 - 2.1
8.4·10-6
34S
1.8 - 2.1
7.6·10-5
36S
2.1 - 7.1
2.0·10-6
35Cl
1.8 - 2.1
7.1·10-6
36Cl б
1.9 - 9.3
7.0·10-8
37Cl
2.2 - 7.1
1.1·10-5
36Ar
1.8 - 2.1
2.4·10-4
37Ar б
1.8 - 2.1
2.1·10-7
38Ar
1.8 - 7.1
4.1·10-5
40Ar
2.1 - 7.1
1.1·10-6
39K
1.8 - 1.9; 2.0 - 7.1
5.6·10-6
40K
2.0 - 2.3; 6.8 - 9.3
4.4·10-8
41K
2.1 - 7.1
7.3·10-7
40Ca
1.5 - 1.9
1.9·10-4
42Ca
1.9 - 7.1
1.2·10-6
43Ca
2.1 - 7.1
3.4·10-7
44Ca б
1.5 - 1.9; 2.1 - 7.1
6.0·10-6
46Ca
2.1 - 6.7
9.3·10-9
48Ca
-
1.3·10-7
45Sc
2.0 - 7.1
1.7·10-7
44Ti б
1.5 - 1.9
4.0·10-6
46Ti
1.8 -7.1
5.1·10-7
47Ti г
1.9 - 7.1
2.9·10-7
48Ti в
1.5 - 1.8
1.2·10-5
49Ti
2.1 - 7.1
5.4·10-7
50Ti
2.1 - 7.1
7.6·10-7
50V
1.9 - 7.1
2.2·10-9
51V
1.9 - 7.1
5.3·10-7
50Cr
1.8 - 1.9
3.9·10-6
52Cr в
1.5 - 1.8
6.1·10-5
53Cr в
1.7 - 1.8
5.8·10-6
54Cr
2.1 - 7.1
1.6·10-6
55Mn в
1.7 - 1.8
2.6·10-5
54Fe
1.7 - 1.8
2.7·10-4
56Fe б
1.5 - 1.8
8.9·10-3
57Fe в
1.5 - 1.8
4.4·10-4
58Fe
2.1 - 7.1
7.3·10-5
59Co г
1.9 - 7.1
2.5·10-5
56Ni б
1.5 - 1.8
8.1·10-3
58Ni
1.5 - 1.8
2.0·10-3
а Завышено, так как скорость реакции 14C(α ,γ )18O не включена в расчет.
б Долгоживущий радиоактивный изотоп.
в Существенный (более половины) вклад от радиоактивного родительского ядра.
г Занижено, так как 47Cr и 59Cu не были включены в сетку нуклидов.
    Относительные содержания различных элементов нормированы на 16O. Коэффициент обогащения для16O составляет 14. То есть на каждое ядро изотопа 16O, содержащееся в звездном веществе до взрыва сверхновой, образуется 13 ядер 16O. Из анализа данных, приведенных на рис. 38, можно сделать следующий вывод:
1. В рамках модели удается достаточно хорошо воспроизвести распространенность элементов легче серы в Солнечной системе.
2. Наблюдается общий дефицит ядер в области от серы до железа. Так как эта особенность характерна не для отдельных изотопов, а для всей совокупности ядер, по-видимому, это различие не связано с недостаточным знанием сечений ядерных реакций и распространенности элементов. Аналогичные результаты получаются и при расчетах взрывов сверхновых меньшей массы (M ~ 10M ). Возможная причина заключается в том, что в момент взрыва максимальная температура оболочки достигает (2 - 4)·109 K, что оказывается недостаточным для интенсивного горения кислорода. Если такая гипотеза будет подтверждена более детальными расчетами, то это будет означать, что элементы от серы до железа синтезируются при взрывах более массивных звезд 
(M > 25M ).
3. Расчет дает очень низкое содержание ядер 13C, 14N, 19F. Вероятно эти элементы образуются в красных гигантах и выбрасываются в межзвездную среду не на стадии взрыва сверхновых.
    Механизм потери массы сверхновой играет существенную роль в выбросе элементов, образовавшихся в процессе эволюции, в межзвездное пространство. Если после взрыва сохраняется большая часть массы звезды, в межзвездное пространство выбрасываются лишь внешние слои сверхновой, состоящие преимущественно из легких элементов - водорода и гелия. Наряду с этими элементами будут выброшены также более тяжелые элементы, образовавшиеся в результате взрывного нуклеосинтеза в короткий интервал времени взрыва сверхновой. Внутренние слои звезды при этом не затрагиваются и поэтому элементы, образовавшиеся в результате горения в условиях термодинамического равновесия на спокойной стадии эволюции звезды, остаются внутри звезды. Если же в результате взрыва сверхновой в межзвездное пространство выбрасывается значительная масса звезды, то содержание выброшенных элементов будет в большей мере отражать относительное содержание различных элементов, образовавшихся в условиях термодинамического горения звезды, вплоть до стадии, предшествующей взрыву сверхновой.
    Современные данные пока не дают убедительных доказательств в пользу одной из точек зрения. Механизм взрыва сверхновых II нуждается в дальнейшем уточнении.
    Конечные стадии эволюции звезд после того, как они проходят последовательность реакций ядерного синтеза, зависят от массы звезды. Как уже отмечалось, массивные звезды (с массой значительно превышающей солнечную), в центральной части которых последовательно осуществляются все возможные ядерные реакции синтеза вплоть до образования элементов группы железа, взрываются затем как сверхновые с формированием плотного нейтронного ядра и выбросом наружных слоев в межзвездное пространство. На месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра в зависимости от конечной массы.
    Звезды, массы которых недостаточны, чтобы они завершили свою жизнь как сверхновые, после окончания ядерных реакций будут постепенно остывать. В зависимости от величины конечной массы такие звезды могут превратиться либо в белый карлик, либо в нейтронную звезду.

Белый карлик
    Для звезд с массой ниже некоторой критической гравитационное сжатие останавливается на стадии так называемого “белого карлика”. Плотность белого карлика больше 107 г/см3, температура поверхности ~ 104K. При столь высокой температуре атомы должны быть полностью ионизованы и внутри звезды ядра должны быть погружены в море электронов, образующих вырожденный электронный газ. Давление этого газа препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу звезды. Давление вырожденного электронного газа имеет квантовую природу. Оно возникает как следствие принципа Паули, которому подчиняются электроны. Принцип Паули устанавливает предельный минимальный объем пространства, который может занимать каждый электрон. Внешнее давление не в состоянии этот объем уменьшить. В белом карлике все электроны достигли минимального объема и гравитационное сжатие уравновешено внутренним давлением электронного газа.
    Оценим максимальную массу белого карлика, воспользовавшись соотношением неопределенности:
p·x,
(39)
приближенно полагая pp и xx.
    Пусть под действием сил гравитации электроны сближаются до расстояний x, приобретая импульсы pe. Так как электронная плотность в системе n = 1/x3, то соотношение (39) сведется к
pen1/3.
    Давление электронного газа P будет определяться соотношением
P  =  ncpecn4/3.
    При выводе этого соотношения предполагалось, что электроны имеют скорости, близкие к скорости света.
    В условиях равновесия давление электронного газа должно уравновесить гравитационное давление
(3/5)mp(GM/R) = cn1/3.
Здесь mp - масса протона и использовано условие равенства концентраций электронов и протонов, вытекающее из нейтральности системы.
    Очевидно,
.
Окончательно получаем ограничение на массу белого карлика

(40)
Эта предельная масса называется пределом Чандрасекара. 
    Итак, максимальная масса белого карлика 1.4M . Таким образом, давление вырождения электронов не может удержать массы большие, чем 1.4M. Если 0.5M < M < 1.4M , ядро белого карлика состоит из углерода и кислорода. Если M < 0.5M , ядро белого карлика состоит из гелия.
    Плотность белого карлика определяется из соотношения

Для оценок учтем, что скорость электрона равна половине скорости света. Тогда pemec/2 (me - масса покоя электрона) и

    Для радиуса белого карлика с массой, близкой к чандрасекаровской, имеем

    Светимость белых карликов составляет 10-2-10-4 от светимости Солнца. Их излучение обеспечивается запасенной в них тепловой энергией.
    Обнаружение повышенного содержания таких ядер как Si, S и Ar свидетельствует в пользу существования белых карликов, основными элементами в центральной части которых являются O, Ne и Mg.

Нейтронная звезда
    Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M ~ 25M остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~ 1.6M . В звездах с остаточной массой M > 1.4M , не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии уравновесить гравитационные силы и звезда сжимается до состояния ядерной плотности. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Давление и температура внутри звезды достигают таких значений, при которых электроны и протоны как бы “вдавливаются” друг в друга и в результате реакции
p + e-  n +  e
после выброса нейтрино образуются нейтроны, занимающие гораздо меньший фазовый объем, чем электроны. Возникает так называемая нейтронная звезда, плотность которой достигает1014 - 1015 г/см3. Характерный размер нейтронной звезды 10 - 15 км. В некотором смысле нейтронная звезда представляет собой гигантское атомное ядро. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует давление ядерной материи, возникающее за счет взаимодействия нейтронов. Это также давление вырождения, как ранее в случае белого карлика, но - давление вырождения существенно более плотного нейтронного газа. Это давление в состоянии удерживать массы вплоть до 3.2M . 
    Нейтрино, образующиеся в момент коллапса, довольно быстро охлаждают нейтронную звезду. Согласно теоретическим оценкам температура ее падает с 1011 до 109 K за время ~ 100 с. Дальше темп остывания несколько уменьшается. Однако он достаточно высок по астрономическим масштабам. Уменьшение температуры с 109 до 108 K происходит за 100 лет и до 106 K - за миллион лет. Обнаружить нейтронные звезды оптическими методами довольно сложно из-за малого размера и низкой температуры.
    В 1967 г. в Кембриджском университете Хьюиш и Белл открыли космические источники периодического электромагнит-ного излучения - пульсары. Периоды повторения импульсов боль-шинства пульсаров лежат в интервале от 3.3·10-2 до 4.3 с. Согласно современным представлениям, пульсары - это вращающиеся нейтронные звезды, имеющие массу 1 - 3M и диаметр 10 - 20 км. Только компактные объекты, имеющие свойства нейтронных звезд, могут сохранять свою форму, не разрушаясь при таких скоростях вращения. Сохранение углового момента и магнитного поля при образовании нейтронной звезды приводит к рождению быстро вращающихся пульсаров с сильным магнитным полем B ~ 1012 Гс.
    Считается, что нейтронная звезда имеет магнитное поле, ось которого не совпадает с осью вращения звезды. В этом случае излучение звезды (радиоволны и видимый свет) скользит по Земле как лучи маяка. Когда луч пересекает Землю регистрируется импульс. Само излучение нейтронной звезды возникает за счет того, что заряженные частицы с поверхности звезды двигаются вовне по силовым линиям магнитного поля, испуская электромагнитные волны. Этот механизма радиоизлучения пульсара, впервые предложенный Голдом, показан на рис. 39.
    Если пучок излучения попадает на земного наблюдателя, то радиотелескоп фиксирует короткие импульсы радиоизлучения с периодом, равным периоду вращения нейтронной звезды. Форма импульса может быть очень сложной, что обусловлено геометрией магнитосферы нейтронной звезды и является характерной для каждого пульсара. Периоды вращения пульсаров строго постоянны и точности измерения этих периодов доходят до 14-значной цифры. 
    В настоящее время обнаружены пульсары, входящие в двойные системы. Если пульсар вращается по орбите вокруг второго компонента, то должны наблюдаться вариации периода пульсара вследствие эффекта Допплера. Когда пульсар приближается к наблюдателю, регистрируемый период радиоимпульсов из-за допплеровского эффекта уменьшается, а когда пульсар удаляется от нас, его период увеличивается. На основе этого явления и были обнаружены пульсары, входящие в состав двойных звезд. Для впервые обнаруженного пульсара PSR 1913 + 16, входящего в состав двойной системы, орбитальный период обращения составил 7 часов 45 мин. Собственный период обращения пульсара PSR 1913 + 16 равен 59 мс. 
    Излучение пульсара должно приводить к уменьшению скорости вращения нейтронной звезды. Такой эффект также был обнару-жен. Нейтронная звезда, входящая в состав двойной системы, может быть и источником интенсивного рентгеновского излучения.
    Структура нейтронной звезды массой 1.4M и радиусом 16 км показана на рис. 40.
    I - тонкий внешний слой из плотно упакованных атомов. В областях II и III ядра расположены в виде объемно-центрированной кубической решетки. Область IV состоит в основном из нейтронов. В области V вещество может состоять из пионов и гиперонов, образуя адронную сердцевину нейтронной звезды. Отдельные детали строения нейтронной звезды в настоящее время уточняются.
    Образование нейтронных звезд не всегда является следствием вспышки сверхновой. Возможен и другой механизм образования нейтронных звезд в ходе эволюции белых карликов в тесных двойных звездных системах. Перетекание вещества звезды-компаньона на белый карлик постепенно увеличивает массу белого карлика и по достижении критической массы (предела Чандрасекара) белый карлик превращается в нейтронную звезду. В случае, когда перетекание вещества продолжается и после образования нейтронной звезды, её масса может существенно увеличиться и в результате гравитационного коллапса она может превратиться в черную дыру. Это соответствует так называемому “тихому” коллапсу.
    Компактные двойные звезды могут проявляться и как источники рентгеновского излучения. Оно также возникает за счет аккреции вещества, падающего с “нормальной” звезды на более компактную. При аккреции вещества на нейтронную звезду с B > 1010 Гс вещество падает в район магнитных полюсов. Рентгеновское излучение модулируется её вращением вокруг оси. Такие источники называют рентгеновскими пульсарами.
    Существуют рентгеновские источники (называемые барстерами), в которых периодически с интервалом от нескольких часов до суток происходят всплески излучения. Характерное время нарастания всплеска - 1 сек. Длительность всплеска от 3 до 10 сек. Интенсивность в момент всплеска может на 2 - 3 порядка превосходить светимость в спокойном состоянии. В настоящее время известно несколько сотен таких источников. Считается, что всплески излучения происходят в результате термоядерных взрывов вещества, накопившегося на поверхности нейтронной звезды в результате аккреции.
    Хорошо известно, что на малых расстояниях между нуклонами ( < 0.3·10-13 см ) ядерные силы притяжения сменяются силами оттал-кивания, т. е. противодействие ядерного вещества на малых расстояниях сжимающей силе тяготения увеличивается. Если плотность вещества в центре нейтронной звезды превышает ядерную плотность ρяд и достигает 1015 г/см3, то в центре звезды наряду с нуклонами и электронами образуются также мезоны, гипероны и другие более массивные частицы. Исследования поведения вещества при плотностях, превышающих ядерную плотность, в настоящее время находятся в начальной стадии и имеется много нерешенных проблем. Расчеты показывают, что при плотностях вещества ρ > ρяд возможны такие процессы, как появление пионного конденсата, переход нейтронизованного вещества в твердое кристаллическое состояние, образование гиперонной и кварк-глюонной плазмы. Возможно образование сверхтекучего и сверхпроводящего состояний нейтронного вещества. 
    В соответствии с современными представлениями о поведении вещества при плотностях в 102 - 103 раз, превышающих ядерную (а именно о таких плотностях идет речь, когда обсуждается внутреннее строение нейтронной звезды), внутри звезды образуются атомные ядра вблизи границы устойчивости. Более глубокое понимание может быть достигнуто в результате исследования состояния вещества в зависимости от плотности, температуры, устойчивости ядерной материи при экзотических отношениях числа протонов к числу нейтронов в ядре  np/nn, учете слабых процессов с участием нейтрино. В настоящее время практически единственной возможностью исследования вещества при плотностях больших ядерной являются ядерные реакции между тяжелыми ионами. Однако, экспериментальные данные по столкновению тяжелых ионов дают пока недостаточно информации, т. к. достижимые значения np/nn как для ядра - мишени, так и для налетающего ускоренного ядра невелики (~ 1 - 0.7).
    Точные измерения периодов радиопульсаров показали, что скорость вращения нейтронной звезды постепенно замедляется. Это связано с переходом кинетической энергии вращения звезды в энергию излучения пульсара и с эмиссией нейтрино. Небольшие скачкообразные изменения периодов радиопульсаров объясняются накоплением напряжений в поверхностном слое нейтронной звезды, сопровождающимся “растрескиванием” и “разломами”, что и приводит к изменению скорости вращения звезды. В наблюдаемых временных характеристиках радиопульсаров содержится информация о свойствах “коры” нейтронной звезды, физических условиях внутри неё и о сверхтекучести нейтронного вещества. В последнее время обнаружено значительное число ра-диопульсаров с периодами меньшими 10 мс. Это требует уточнения представлений о процессах, происходящих в нейтронных звездах.
    Другой проблемой является исследование нейтринных процессов в нейтронных звездах. Эмиссия нейтрино является одним из механизмов потери энергии нейтронной звездой в течении 105 - 106 лет после её образования.

Черная дыра
    Имеется предел для массы звезды, которая может удерживаться в равновесии плотно упакованными нейтронами. Этот предел невозможно вычислить точно, так как поведение вещества при плотностях, существенно превышающих плотность ядерной материи, недостаточно изучено. Оценки массы звезды, которая уже не может стабилизироваться за счет вырожденных нейтронов, дают значение ~ 3M.
    Таким образом, если при взрыве сверхновой сохраняется остаток массы M > 3M , то он не может существовать в видеустойчивой нейтронной звезды. Ядерные силы отталкивания на малых расстояниях не в состоянии противостоять дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Возникает необычный объект - черная дыра. Основное свойство черной дыры состоит в том, что никакие сигналы, испускаемые ею, не могут выйти за её пределы и достигнуть внешнего наблюдателя. Звезда массы M, коллапсируя в черную дыру, достигает сферы радиуса rg (сферы Шварцшильда):
rg = 2GM/c2,
(41)
(Формально к этому соотношению можно прийти, полагая в известной формуле для второй космической скорости vk2 = (2GM/R)1/2 предельное значение этой скорости, равное скорости света).
    При достижении объектом размера сферы Шварцшильда, его гравитационное поле становится столь сильным, что покинуть этот объект не может даже электромагнитное излучение. Шварцшильдо-вский радиус Солнца равен 3 км, Земли - 1 см.
    Черная дыра Шварцшильда относится к невращающимся объектам и является остатком массивной невращающейся звезды. Вращающаяся массивная звезда коллапсирует во вращающуюся черную дыру (черную дыру Керра).
    Черную дыру можно обнаружить только по косвенным признакам, в частности, если она входит в состав двойной звездной системы с видимой звездой. В этом случае черная дыра будет затягивать газ звезды. Этот газ будет нагреваться, становясь источником интенсивного рентгеновского излучения, которое может быть зарегистрировано. 
    В настоящее время нет прямых экспериментальных подтверждений существования черных дыр. Есть несколько космических объектов, поведение которых можно объяснить присутствием черных дыр. Так имеется объект Лебедь XI, представляющий собой двойную систему с периодом вращения 5.6 суток. В состав системы входят голубой гигант с массой 22M и невидимый источник пульсирующего рентгеновского излучения с массой 8M , который возможно является черной дырой (объект такой большой массы не может быть нейтронной звездой). 
    Наряду с черными дырами, образовавшимися при коллапсе звезд, во Вселенной могут быть черные дыры, возникшие задолго до появления первых звезд вследствие неоднородности Большого Взрыва. Появившиеся при этом сгустки вещества могли сжиматься до состояния черных дыр, тогда как остальная часть вещества расширялась. Черные дыры, образовавшиеся на самом раннем этапе Вселенной, называют реликтовыми. Предполагают, что размер некоторых из них может быть значительно меньше размера протона.
    В 1974 г. Хокинг показал, что черные дыры должны испускать частицы. Источником этих частиц является процесс образования виртуальных пар частица-античастица в вакууме. В обычных полях эти пары аннигилируют столь быстро, что их не удается наблюдать. Однако в очень сильных полях виртуальные частица и античастица могут разделиться и стать реальными. На границе черной дыры действуют мощные приливные силы. Под действием этих сил некоторые из частиц (античастиц), входивших в состав виртуальных пар, могут вылететь за пределы черной дыры. Так как многие из них аннигилируют, черная дыра должна становиться источником излучения. Энергия, излучаемая в пространство черной дырой, поступает из её недр. Поэтому в процессе такого испускания частиц, масса и размеры черной дыры должны уменьшаться. Таков механизм “испарения” черной дыры. Оценки показывают, что темп “испарения” очень медленный. Черная дыра массой в 10 солнечных масс испарится за 1069 лет. Время испарения сверхмассивных (миллиарды масс Солнца) черных дыр, которые могут быть в центре больших галактик, может составлять 1096 лет [17].


11. РЕАКЦИИ ПОД ДЕЙСТВИЕМ НЕЙТРОНОВ. r-ПРОЦЕСС
    В настоящее время общепризнанно, что многие ядра тяжелее железа, включая все ядра тяжелее209Bi, образуются в r-процессе путем быстрого последовательного захвата большого количества нейтронов. Главное условие - скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости β-распада. Основной механизм захвата нейтронов - реакция (n,γ). Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (n,γ) не станет меньше скорости распада изотопа. Образующееся ядро распадается затем в результате β--распада и вновь начинается последовательный захват нейтронов.
    Линия, вдоль которой происходит образование ядер в r-процессе, смещена от дорожки стабильности (трека s-процесса) в направлении нейтроноизбыточных изотопов (рис. 41).

Рис. 41. Треки, вдоль которых идет захват нейтронов в s- и r-процессах. r-Процесс рассчитан для следующих начальных условий: T = 1.8·109 K и 
ρn = 1028 нейтронов/см3. Точками отмечена полоса стабильности.
    Один из аргументов в подтверждение r-процесса в звездах - наличие сдвоенных максимумов, коррелирующих с магическими числами нейтронов N = 50, 82 и 126. Как мы уже обсуждали максимумы при A = 90, 138 и 208 характеризуют ядра, образующиеся в s-процессе. Максимумы, расположенные при меньших значениях A = 80, 130 и 195 характеризуют ядра, образующиеся в r-процессе. r-Процесс прекращается, если уменьшаются требуемые концентрации нейтронов или если в последовательной цепочке ядер образуется ядро, распадающееся в результате  - распада или деления. Считается, что высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, образуются при вспышках сверхновых звезд.
    Оценим требуемые концентрации нейтронов ρn для протекания r-процесса. Если за время r-процесса должно быть захвачено n нейтронов прежде, чем произойдет β-распад, то концентрация нейтронов может быть оценена из следующего условия
τβ nτ(n,γ),
где τβ - среднее время  β-распада ядер, образующих цепочку r-процесса, а τ(n,γ) - время захвата нейтронов в реакции (n,γ).
    В свою очередь

где - произведение сечения реакции (n,) на скорость нейтрона относительно ядра мишени, усредненное по максвелловскому спектру распределения скоростей.
    Для средних и тяжелых ядер с высокой плотностью уровней
 тvт,
где σт (100 мбарн) и vт - сечение и скорость нейтронов, соответствующие энергии 3/2 kT.
    Для (n,) получаем

где τ(n,γ) выражено в секундах, T в единицах 109 K, а ρn в см-3.
    Окончательно для ρn имеем:

    Характерное время -распада вдоль траектории r-процесса: 0.1 с < τβ < 100 с.
    Используя для оценки τβ = 1 с, n ~ 10 и T = 109 K, получаем
 ρn 2·1017 нейтронов/см3.
    Обсуждаются различные астрофизические условия, при которых возможно протекание r-процесса:
1. Ударная волна, образующаяся при взрыве сверхновой, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию 22Ne(,n)25Mg с требуемой концентрацией нейтронов.
2. Представляет интерес механизм образования тяжелых элементов в ходе r-процеса в центральной части массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой.
    Центральная часть звезды содержит большое количество нейтронов и α-частиц, образующихся при фоторасщеплении железа 56Fe → 13α + 4n на заключительной стадии эволюции. В центре звезды создаются условия для взрывного синтеза элементов. В связи с тем, что плотность вещества сравнима с плотностью ядерной материи, существенную роль будут играть многочастичные ядерные реакции слияния нескольких -частиц и нуклонов типа:
α + α + α,
α + α + α + n,
α + α + α + p.
При этом легко преодолевается область нестабильных ядер с A = 5 и 8. В результате этих многочастичных реакций в условиях высокой плотности возникают ядра в районе железного пика, на которых и будет происходить r-процесс. Было показано, что удается в едином процессе достаточно хорошо воспроизвести все 3 максимума, образующиеся в результате r-процесса. Более детальные расчеты r-процесса в качестве исходных ядер используют не только ядра района железного пика, но и продукты деления, образующиеся в r-процессе. Эти ядра дают новую цепочку ядер, образующихся в r-процессе.
    Результаты расчета распространенности ядер, образующихся в r-процессе, содержат неопределенности, связанные с недостаточно хорошим знанием свойств ядер, удаленных от полосы -стабильности, и некоторым произволом в астрофизических условиях протекания r-процесса.
    Ядра, первоначально образующиеся в r-процессе, сильно перегружены нейтронами, поэтому в результате последовательных β--распадов они начинают превращаться в ядра, имеющие большую стабильность, т.е. в ядра, расположенные ближе к дорожке β-стабильности. При этом в результате каждого акта β--распада при неизменном массовом числе A происходит увеличение заряда ядра на единицу. Этот процесс будет продолжаться до тех пор, пока не получится отношение числа нейтронов к числу протонов, соответствующее образованию стабильного по отношению кβ-распаду ядра. Так, например, изотоп 232Th образуется из ядра 232Pb в результате восьми последовательных β-распадов. Исходное ядро 232Pb, образующееся в r-процессе, имеет на 24 нейтрона больше, чем устойчивый изотоп 208Pb.
Z
Символ
элемента
 
 
 
 
 
 
 
 
97
98
99
100
101
102
43
Tc
2.6·106лет
4.2·106лет
2.1·105лет
15.8 с
14.2 мин
5.3 с
 
 
 
96
97
98
99
100
101
42
Mo
//////////
/////////
/////////
65.9 ч
/////////
14.6 мин
 
 
 
95
96
97
98
99
100
41
Nb
35 дн
23.4 ч
72.1 мин
2.9 с
15.0 с
1.5 с
 
 
 
94
95
96
97
98
99
40
Zr
/////////
64 дн
4·1019 лет
16.9 ч
30.7 с
2.1 с
 
 
 
93
94
95
96
97
 
39
Y
10.2 ч
18.7 мин
10.3 мин
5.3 с
3.8 с
 
Рис. 42. Фрагмент таблицы изотопов ядер с Z = 39 - 43. Заштрихованы ячейки, отвечающие стабильным изотопам. Указан период полураспада и массовое число.
    Важным аргументом в пользу образования элементов тяжелее железа в реакциях захвата нейтронов является наблюдаемая асимметрия распространенности элементов относительно линииβ-стабильности. Так, распространенность элементов, расположенных над линией β-стабильности (область нейтроннодефицитных ядер), как правило меньше распространенности элементов, расположенных под этой линией (область нейтронноизбыточных ядер). Ядра, расположенные в нейтронодефицитной области, не могут образовываться в реакциях нейтронного захвата и их распространенность практически на порядок меньше по сравнению с соседними стабильными и нейтроноизбыточными ядрами.
    Важно также, что существуют такие изотопы, которые могут образовываться только в результате r-процесса. Примером таких изотопов являются 100Mo, 96Zr (рис. 42), 76Ge и др.. Образование этих изотопов в результате s-процесса экранировано малым периодом полураспада изотопа, имеющего тот же заряд и массовое число (A-1).

12. ОБОЙДЕННЫЕ ЯДРА
    Как уже отмечалось, ядра тяжелее железа образуются в реакциях захвата нейтронов. Такой механизма достаточно хорошо описывает распространенность стабильных ядер, расположенных вблизи долины стабильности. Однако целый ряд стабильных ядер, обедненных нейтронами - 74Se,78Kr, 84Sr (рис. 43), 92Mo, 96Ru и др., расположен в стороне от траекторий s- и r-процессов. Распространенность этих ядер на 2 - 3 порядка ниже, чем соседних ядер, образованных в s- и r-процессах.
    Образование такого рода ядер, называемых обойденными, можно объяснить, если предположить, что они генерируются в следующих реакциях:
1. Реакции захвата протона (p,n), (p,).
2. Реакции фоторасщепления (,n), ( ,2n).
3. Реакции слабого взаимодействия e+ + (A,Z)  (A,Z+1) + e.
4. Реакции скалывания. Необходимые для этого ускоренные протоны и a -частицы образуются при прохождении ударной волны в оболочке сверхновой.
5. В ряде работ предложен механизм образования обойденных ядер под действием интенсивных потоков нейтрино в результате взрыва сверхновой:
νe+ (A+1,Z-1)  (A+1,Z)* + e-,
(A+1,Z)*  (A,Z) + n.
 
 
 
 
 
 
84
85
86
87
88
89
 
 
 
 
39Y
4.6 с
2.7 ч
14.7 ч
80 ч
107 дн
//////////
 
 
 
 
 
82
83
84
85
86
87
 
 
 
 
38Sr
25.6 дн
32.4 ч
//////////
64.8 дн
//////////
//////////
 
 
 
78
79
80
81
82
83
84
85
 
 
 
 
17.7 мин
23 мин
33 с
4.6 ч
1.27 мин
86.2 дн
33 дн
//////////
 37Rb
 
 
77
78
79
80
81
82
83
 
 
 
 
 
74.4 мин
//////////
35 ч
////////
2.3·105 лет
//////////
//////////
 36Kr
 
74
75
76
77
78
79
80
81
82
 
 
 
25.4 мин
96.7 мин
16.2 ч
57 ч
6.5 мин
////////
17.7 мин
//////////
35.3 ч
 35Br
 
73
74
75
76
77
78
79
80
81
 
 
 
7.15 ч
//////////
120 дн
//////////
/////////
////////
< 7·105 лет
//////////
18.5 мин
 34Se
 
72
73
74
75
76
77
78
79
80
 
 
 
26 ч
80 дн
17.8 дн
//////////
26.3 ч
38.8 ч
91 мин
9.0 мин
15.2 с
 33As
 
Рис. 43. Фрагмент таблицы изотопов ядер с Z = 33 - 39. Заштрихованы ячейки, отвечающие стабильным изотопам. Указан период полураспада и массовое число.
    В результате захвата нейтрино и испускания электрона ядро (A+1,Z) образуется в возбужденном состоянии с энергией возбуждения выше энергии отделения нейтрона в ядре (A+1,Z). Тогда возможен распад ядра (A+1,Z) из возбужденного состояния с испусканием нейтрона и образованием в конечном состоянии обойденного ядра (A,Z).

13. ДОЗВЕЗДНАЯ СТАДИЯ ЭВОЛЮЦИИ ВСЕЛЕННОЙ
    Для объяснения наблюдаемого соотношения между водородом и гелием механизма, который был описан выше (сгорание водорода в недрах звезд), оказывается совершенно недостаточно. За счет этого механизма удается объяснить не более нескольких процентов всего гелия, наблюдаемого во Вселенной. Более 90% гелия (он составляет около 25% общей массы вещества) образовалось на более ранних (дозвездных) стадиях эволюции Вселенной. Согласно теории Большого Взрыва (Леметр, Гамов), примерно 12 млрд лет назад вещество Вселенной было сконцентрировано в очень малом объеме и имело огромную плотность, температуру и давление. Происходило стремительное (взрывное) расширение Вселенной, сопровождаемое её охлаждением и уменьшением давления. Если за начальный момент t = 0 взять момент Большого Взрыва, то зависимости плотности  и температуры T вещества от времени t космологического расширения даются следующими приближенными соотношениями:

    Из этих соотношений видно. что при t ~ 1c Вселенная имела колоссальную плотность ~ 105 г/см3и температуру ~ 1010K. Для сравнения укажем, что температура в центре Солнца 1.5 ·107K.
    Расширение Вселенной следует из анализа красного смещения спектров видимого излучения галактик за счет эффекта Допплера. Установлено, что величина красного смещения и, следовательно, скорость разбегания галактик увеличивается для более удаленных галактик. Скорость разлета v двух галактик и расстояние R между ними связано законом Хаббла:
v = HR,
где H - постоянная Хаббла. Т.е. скорость разлета галактик прямо пропорциональна расстоянию R между ними. Такое разбегание галактик является свидетельством расширения Вселенной. Зная численное значение постоянной Хаббла и считая, что она не меняется со временем, можно определить момент времени в прошлом, когда все галактики были практически в одной точке. Учитывая, что H = (60 - 80) км/сек·мегапарсек и 1 мегапарсек = 3.1*1019км, получаем для оценки времени t0, прошедшего после Большого Взрыва, следующее значение
t0 = R/v = 1/H = (12-20)  млрд лет.
    Состояние Вселенной в настоящее время характеризуется величинами, приведенными в таблице 12.
Таблица 12
Характеристики Вселенной в настоящее время
Возраст t0
(10 - 14)·109 лет
Поперечный размер 2R0
2.4·1010 свет. лет = 2.2·1028см
Средняя плотность вещества в
10-30 - 10-29 г/см3
Полная масса (включая скрытую)
1055 г
Полное барионное число
1079
Барионная плотность ρб
~3.10-31 г/см3
Доля антивещества
> 10-4
Постоянная Хаббла H
(60 - 80) км/сек·мегапарсек
Температура реликтового (фонового) излучения
2.728+0.002 K
Плотность реликтовых фотонов nγ
412 см-3
Энергетическая плотность реликтовых фотонов
0.26 эВ/см3 = 4.65.10-34 г.с2/см3
Отношение числа реликтовых фотонов 
к числу тяжелых частиц (барионов) nγ/nБ
109 : 1
Плотность видимого вещества ρвид
10-31 - 10-32 г/см3
Плотность скрытой массы ρсм
(0.9 - 0.999) ρв
Критическая плотность ρк
~10-29 г/см3
Распространенность атомов (ядер)
водород
93%

гелий
6.3%

остальные
<1%
    Существует несколько прямых следствий событий далекого прошлого, подтверждающих концепцию Большого Взрыва. Эти явления называются реликтовыми.
Основные среди них следующие:
1. микроволновое фоновое излучение (температура 2.7 K);
2. высокая распространенность гелия ( ~ 25% общей массы);
3. соотношение между числом фотонов и барионов (109 : 1 в пользу фотонов).
    Наиболее убедительным подтверждением теории Большого Взрыва явилось открытие в 1965 г.Р. Вильсоном и А. Пензиасом предсказанного Гамовым реликтового микроволнового излучения. Форма спектра этого излучения соответствует излучению абсолютно черного тела с температурой 2.7 K. Это излучение равномерно заполняет всю Вселенную. Максимум его интенсивности приходится на длины волн около 0.1 см. Соотношение между числом реликтовых фотонов и барионов (протонов и нейтронов) 109:1 в пользу фотонов. Однако суммарная энергия реликтового излучения в настоящее время на четыре порядка меньше суммарной массы покоя вещества в энергетических единицах. В среднем на несколько кубических метров нынешней Вселенной приходятся один протон и один электрон (Вселенная электрически нейтральна).
    Среднюю плотность вещества  ρв, заполняющего нынешнюю Вселенную, оценивают на уровне 10-30-10-29 г/см3. Это вещество подразделяют на так называемое видимое, которое проявляется через эмиссию и поглощение фотонов, и скрытое, т.е. невидимое, о существовании которого свидетельствуют только гравитационные эффекты. Плотность видимой материи (звезды, светящийся газ) оценивается более определенно, однако на её долю, приходятся проценты или доли процентов общей массы Вселенной (табл.12). До сих пор не ясно, достаточно ли вещества во Вселенной, чтобы её расширение когда-либо сменилось сжатием. Условием этого является превышение плотности вещества критического значения, т.е. ρв  = ρвид + ρсм > ρк.
    Вернемся к реликтовому излучению. Оно было свидетелем процессов, происходивших во Вселенной на самых ранних стадиях её эволюции. Реликтовое излучение рассматривают как остывший отблеск Большого Взрыва. Чтобы понять природу реликтового излучения, необходимо проследить за эволюцией Вселенной на самых ранних её этапах. Ниже рассматривается эволюция горячей Вселенной в рамках Стандартной Модели Большого Взрыва. Следует иметь в виду, что приводимые величины, характеризующие отдельные этапы эволюции, имеют оценочный характер.
    Начнем с так называемого планковского момента tп  ~ 10-43 с. Вплоть до этого момента все четыре фундаментальных взаимо - действия (гравитационное, слабое, электромагнитное и сильное) объединены в универсальное суперсимметричное взаимодействие. Планковский момент является комбинацией трех фундаментальных констант - G (гравитационная постоянная),  и c:
.
    Планковскому моменту соответствует планковский масштаб расстояний (планковская длина) 
Lп = (G/c3)1/210-33 см, планковская энергия Eп = (c5/G)1/21019 ГэВ(или масса mп = 1019 ГэВ/с2) и температура Tп = 1032 K.
    При t < tп условия настолько необычны, что к ним не применимы привычные представления о пространстве и времени. Происходит распад на кванты единого непрерывного пространства-времени. Временной и пространственный масштаб этих квантов соответствует вышеприведенным планковским значениям (10-43с и 10-33см). Временных интервалов более мелких, чем tп, по - видимому, не существует и внутри столь малых временных отрезков теряют смысл понятия “до” и “после”. В пределах планковских масштабов существуют своеобразные флуктуации пространства и времени. возникает как бы “пена” квантов пространства - времени - квантовый хаос. Квантовые флуктуации при t<10-43с могли стать причиной возникновения крупномасштабной структуры Вселенной.
    Сразу же после планковского момента (t > tп) единое суперсимметричное поле распалось и от него отделилось гравитационное взаимодействие. Интервал 10-43 - 10-36с соответствует эпохе Великого Объединения трех взаимодействий - слабого, электромагнитного и сильного. Момент 10-36с отвечает концу Великого Объединения. При этом отделяется сильное взаимодействие. Конец Великого Объединения наступает при T ~ 1028K, характерных энергиях частиц 1015 ГэВ и масштабах расстояний 10-29 см.
    Составляющими Вселенной в рассматриваемый период (10-43 с -10-36 с) являются все известные фундаментальные частицы - кварки, лептоны и переносчики взаимодействий - векторные бозоны, включая глюоны, фотоны и переносчики сил Великого Объединения: X - и Y - бозоны. Все частицы безмассовы. В момент крушения Великого Объединения X - и Y - бозоны приобретают массы ~1015 ГэВ/с2, остальные частицы остаются безмассовыми вплоть до t = 10-10с, когда рушится электрослабая симметрия и происходит разделение электромагнитного и слабого взаимодействия. При этом кварки, лептоны и промежуточные бозоны (W+, W-, Z) приобретают массы. Концу электрослабого объединения соответствует T = 1015 K, энергии частиц ~ 100 ГэВ, масштабы расстояний 10-16см. За счет аннигиляции и распада X - и Y - бозоны и их античастицы приt > 10-36 с исчезают. 
    Вначале вещество имело столь высокую температуру, что кварки не могли объединиться в адроны, так как высокая тепловая энергия вновь разрушала адроны. К 10-6 с Вселенная охладилась настолько (T = 1013K), что стало возможным слияние кварков в адроны. Произошел кварк-адронный фазовый переход с образованием адронов и антиадронов, интенсивно взаимодействующих между собой. Основными составляющими Вселенной в это время, помимо лептонов и -квантов, становятся - нуклоны, резонансы (их время жизни 10-22 - 10-23 с), гипероны (время жизни 10-8 - 10-10с), их античастицы и продукты распада тяжелых частиц - π- и K-мезоны.
    Помимо распадов частиц основными процессами, идущими на самых ранних этапах горячей Вселенной, являются рождение γ-квантами пар частица - античастица и аннигиляция этих пар, вновь приводящая к возникновению γ-квантов. В состоянии термодинамического равновесия прямой и обратный процессы идут с одинаковой скоростью и плотность частиц и античастиц близка к плотности γ-квантов. Поэтому основные реакции, происходившие во Вселенной в этот период, можно записать следующим образом:
ЧАСТИЦЫ + АНТИЧАСТИЦЫ <=> -КВАНТЫ.
    Т.е. в горячей Вселенной должно было быть колоссальное количество античастиц, равное числу частиц, и примерно равное числу γ-квантов. В этот период Вселенная была непрозрачна для -квантов и реакции образования пар частица-античастица из γ-квантов доминировали.
    С началом образования из кварков адронов энергии γ-квантов какое-то время были достаточны для рождения адронов (антиадронов). На этом этапе выполнялось следующее соотношение:
КОЛИЧЕСТВО ВЕЩЕСТВА ~ КОЛИЧЕСТВО АНТИВЕЩЕСТВА ~ КОЛИЧЕСТВО ФОТОНОВ,
где под количеством вещества (антивещества) понимается количество адронов (антиадронов). 
    На этом этапе излучение находилось в тепловом равновесии с веществом. Тепловое равновесие означает, что система “не помнит”, каким путем она подошла к стадии теплового равновесия. Поэтому вся предыдущая история не оказывает существенного влияния на эволюцию системы, находящейся в тепловом равновесии.
    Тот период эволюции Вселенной, когда энергии фотонов были достаточны для рождения пар адрон-антиадрон, носит название эры адронов. Она начинается примерно при t = 10-10с и заканчивается к 10-4с. Конец адронной эры наступает тогда, когда энергия излучения становится меньше массы покоя самого легкого адрона - π-мезона. В начале адронной эры плотность вещества достигала 1025 г/см3, т.е. на много порядков превышала плотность ядерной матери (1014 г/см3). К концу адронной эры, когда температура снизилась до 1012K, плотность вещества во Вселенной упала до 1014 г/см3.
    В условиях дальнейшего падения температуры и давления, когда рождение пар адрон-антиадрон уже невозможно, а их аннигиляция и распад, естественно, продолжаются, происходит быстрое уменьшение числа адронов. Они как бы “вымирают”. Уменьшение числа адронов (антиадронов) в реакциях аннигиляции приводит к повышению числа легких частиц - лептонов, являющихся продуктами распада адронов. На этом этапе энергия фотонов еще достаточна для рождения пар лептон-антилептон. Этот период называют лептонной эрой и основные процессы, происходившие в эту эру, можно представить следующей схемой:
Адроны + Антиадроны    γ-кванты <=> Лептоны + Антилептоны.
    В лептонную эру также наблюдалось тепловое равновесие, при котором лептон-антилептонные пары рождались и аннигилировали примерно с одинаковой скоростью. Вселенная в этот период, помимо фотонов, состояла из лептонов (антилептонов) - в основном электронов (позитронов), нейтрино (антинейтрино) и небольшого количества легчайших барионов - протонов и нейтронов, оставшихся после адронной эры. К этому небольшому избытку барионов мы вернемся ниже. Лептонная эра завершается примерно к десятой секунде, когда температура падает до 1010 K и энергии фотонов становятся недостаточными для рождения пары самых легких массивных лептонов - e-e+.
    В лептонную эру произошло еще одно важное событие - через несколько десятых долей секунды после Большого Взрыва Вселенная стала прозрачной для нейтрино (антинейтрино). В дальнейшем нейтрино и вещество расширялись независимо - изменение температуры и давления нейтрино не совпадало с изменением температуры и давления остальной части Вселенной. Нейтринный газ в дальнейшем только охлаждался адиабатически из-за красного смещения, вызванного расширением. Число нейтрино при этом должно было сохраниться практически неизменным до наших дней. Их концентрация должна быть примерно такой же как и для реликтовых фотонов. Однако в связи с тем, что отделение нейтрино произошло раньше, чем излучения, температура реликтовых нейтрино должна быть несколько меньше. К настоящему моменту нейтринный газ должен охладиться до 2 K. Экспериментальное обнаружение реликтовых нейтрино представляет чрезвычайно важную и сложную проблему. 
    На смену лептонной эре приходит радиационная эра. В начале этой эры было еще довольно много лептонов, но за счет аннигиляции они быстро исчезали, превращаясь в излучение:
Лептоны + Антилептоны  γ-кванты.
Таким образом, Вселенная от состояния, когда плотность массивных частиц была близка к плотности фотонов, перешла к состоянию, в котором плотность фотонов на много порядков превосходила плотность частиц с массой. Вселенная практически полностью стала состоять из фотонов и нейтрино.
    В начале радиационной эры излучение интенсивно взаимодействовало с заряженными частицами (протонами, электронами), входившими в состав Вселенной. За счет расширения происходило охлаждение Вселенной, в том числе и фотонов. Фотоны охлаждались за счет эффекта Допплера при отражении от удаляющихся частиц. Увеличение длины волны фотонов Δλ связано с увеличением расстояния ΔR между удаляющимися при расширении Вселенной частицами следующим соотношением
Δλ/λ = ΔR/R
(42)
    При дальнейшем расширении Вселенной отношение концентраций фотонов и массивных частиц остается постоянным . Эти концентрации пропорциональны R-3, где R - радиус Вселенной, т.е. уменьшаются с одинаковой скоростью. При этом энергия не имеющего массы фотонного газа, в соответствии с (42), неограниченно стремится к нулю. В то же время полная энергия массивных частиц ограничена снизу их суммарной массой покоя. 
    Примерно через 10 000 лет после Большого Взрыва суммарная энергия, заключенная в веществе (с учетом массы), начинает превосходить суммарную энергию излучения. С этого момента во Вселенной начинает доминировать вещество и на смену радиационной эре приходит эра вещества.
    При достижении T ~ 3 ·103 K происходит объединение протонов и электронов в атомы водорода. Плазменное состояние вещества Вселенной сменяется состоянием нейтральных атомов (среди них уже есть атомы дейтерия и гелия) и излучение перестает взаимодействовать с веществом. Вселенная становится прозрачной для излучения. Это происходит примерно через 300 000 лет после Большого Взрыва, когда плотность вещества снижается до ~ 10-20 г/см3. Начиная с этого момента фотоны реликтового излучения охлаждаются, двигаясь свободно в расширяющейся Вселенной. Увеличение длины их волны (смещение в красную область спектра) с ростом масштабов Вселенной дается той же формулой (42) эффекта Допплера. В настоящее время, как уже отмечалось выше, температура реликтового излучения упала до ~ 3 K. Это излучение равномерно пронизывает все пространство и является изотропным с точностью по крайней мере до 10-4.
    Разделение вещества и излучения привело к усилению влияния первичных неоднородностей в распределении вещества, что в свою очередь привело к образованию галактик и сверхгалактик. Более мелкие неоднородности привели к образованию звезд. Этот этап развития Вселенной продолжается и в настоящее время.
    В радиационную эру произошло еще одно важное событие - в результате синтеза образовалось первое ядро тяжелее водорода. Примерно через минуту после Большого Взрыва температура снизилась до 109K. Вселенная остыла настолько, что при столкновении протона и нейтрона стали эффективно образовываться ядра дейтерия. При соударении двух ядер дейтерия стали возникать ядра гелия. За короткое время (примерно 3 часа) 20 - 25% вещества Вселенной (по массе) превратилось в гелий. Это основной механизм происхождения гелия. В звездах образуется лишь сравнительно небольшое количество гелия. Более детально механизм дозвездного нуклеосинтеза описан в следующем разделе.
    Рассмотренные выше догалактические этапы эволюции Вселенной представлены в таблице 13.
    Происхождение вещества. Куда девалось огромное количество антивещества? Ведь на начальных этапах эволюции Вселенной количество вещества равнялось количеству антивещества. Этот вопрос очень важен, т.к. именно из вещества, оставшегося после завершения раннего (горячего) этапа развития Вселенной, в дальнейшем образовались галактики, сверхгалактики и звезды, развились новые формы материи, появилась жизнь.
    Мы располагаем следующими фактами о нынешнем состоянии Вселенной:
1. Во Вселенной практически нет антивещества (соотношение антивещества и вещества не превышает 10-4). Единичные антипротоны регистрируют в космических лучах.
2. Количество вещества во Вселенной ~ 1055 г.
3. Это вещество по массе с точностью до 10-3 состоит из легчайших барионов - нуклонов, причем отношение числа нуклонов nN к числу реликтовых фотонов nγ следующее
nN/nγ10-9.
(43)
Эта барионная (нуклонная) компонента Вселенной на 75 - 80% состоит из протонов и на 20 - 25% из нейтронов, находящихся главным образом в связанном состоянии в атомных ядрах.
4. Из электрической нейтральности Вселенной в целом следует, что отношение концентрации электронов ne к концентрации реликтовых фотонов n то же, что и для нуклонов, т.е.
ne/nγ10-9.
(44)

Таблица 13
Догалактические этапы эволюции Вселенной
Время после Большого Взрыва
Характерные температуры (K)
Характерные расстояния (см)
Этап/ Событие
< 10-43 c
> 1032
< 10-33
Квантовый хаос. Суперсимметрия (объединение всех взаимодействий).
10-43 с
1032
10-33
Планковский момент. Отделение гравитационного взаимодействия.
10-43 - 10-36 с
1032 - 1028
10-33-10-29
Великое объединение 
(электрослабого и сильного взаимодействий).
10-36 с
1028
10-29
Конец Великого объединения. Разделение сильного и электро-слабого взаимодействий.
10-36 - 10-32
1028 - 1026
10-29 - 10-27
Инфляция. Возникновение асимметрии между веществом и антивеществом.
10-10 с
1015
10-16
Конец электрослабого объединения.
10-6 с
1013
10-14
Кварк-адронный фазовый переход.
10-10-10-4 с
1015-1012
10-16-10-13
Адронная эра. Рождение и аннигиляция адронов и лептонов.
10-4 - 10 с
1012-1010
10-13-10-10
Лептонная эра. Рождение и аннигиляция лептонов.
0.1 - 1 с
2·1010
10-11
Отделение нейтрино. Вселенная становится прозрачной для нейтрино (антинейтрино).
102 - 103 с
~ 109
10-10-10-9
Дозвездный синтез гелия.
10 с - 104 лет
1010 - 104
10-10 - 10-5
Радиационная эра. Доминирование излучения над веществом.
104 лет
104
10-5
Начало эры Вещества. Вещество начинает доминировать над излучением.
300 000 лет
3·103
10-4
Разделение вещества и излучения. Вселенная становится прозрачной для излучения.
    Отношения (43) и (44) не должны зависеть от времени в адиабатически и изотропно расширяющейся Вселенной.
    Современные концепции исходят из того, что Вселенная родилась с квантовыми числами вакуума, т.е. электрически нейтральна и имела суммарный барионный заряд, равный нулю. Барионная асимметрия Вселенной возникла на самых ранних этапах развития Вселенной, в условиях высоких энергий (температур).
    Вернемся к концу адронной эры (10-4 с после Большого Взрыва). В этот момент интенсивно рождались и аннигилировали легчайшие барион - антибарионные пары. Их плотность была сравнима с плотностью фотонов. При стремительном расширении и охлаждении Вселенной рождение нуклон-антинуклонных пар уже не компенсировало их аннигиляцию и число барионов (антибарионов) быстро уменьшалось, пока не стабилизировалось на некотором значении, когда резко упавший за счет сильного разряжения темп аннигиляции перестал влиять на отношение концентрации барионов nб и  nγ фотонов . Оказывается, что это отношение стабилизируется на уровне:
nб/nγ10-9,
что на много порядков ниже наблюдаемого значения 10-9.
    В 1967 г. Сахаровым была выдвинута гипотеза, о том, что экспериментальное значение обсуждаемого отношения 10-9 является следствием незначительного преобладания нуклонов над антинуклонами (109 + 1)/109, возникшего в результате несохранения барионного заряда и нарушения CP - инвариантности. Необходимым условием сохранения этого барионного избытка должен быть временный выход Вселенной из равновесного состояния в процессе её расширения. По мере последующего остывания Вселенной антивещество аннигилировало с веществом за исключением незначительного остатка 10-9, который и послужил материалом для дальнейшей эволюции.
    Этот незначительный дисбаланс (10-9) между барионами и антибарионами (и вообще между фермионами и антифермионами) вычисляется в рамках современных теорий Великого Объединения, дополненных моделью Большого Взрыва. В соответствии с таким подходом обсуждаемый дисбаланс возник в весьма кратковременный интервал через 10-36 с после Большого Взрыва, когда типичные энергии частиц и температура (~ 1015 ГэВ, 1028 K) были еще достаточны для рождения переносчиков сил Великого Объединения - X, Y - бозонов и их античастиц. Эти частицы участвуют в кварк-лептонных переходах, не сохраняющих ни барионный, ни лептонный заряд. Они ответственны за возможную нестабильность протона. X и , Y и  в силу CPT - теоремы имеют одинаковые полные ширины распада, но отдельные (парциальные) их распады могут происходить с нарушением CP - инвариантности, подобно тому как это имеет место в распаде нейтральных K - мезонов. Нарушение CP - симметрии гарантирует появление фермион-антифермионной асимметрии при условии, что система вышла из теплового равновесия. По мере расширения Вселенной сразу после Большого Взрыва её плотность и температура стремительно падали и она могла выйти из состояния теплового равновесия. Расчеты показывают, что это могло происходить в конце эпохи Великого Объединения, когда Вселенная была подвержена чрезвычайно быстрому (экспоненциально зависящему от времени) расширению. Такое экспоненциальное “раздувание” Вселенной называют инфляцией. Инфляция завершается к 10-32 - 10-33 с, после чего Вселенная возвращается к обычному темпу расширения. При дальнейшем остывании (когда температура падает ниже 1027 K) X, Y - бозоны и их античастицы быстро исчезают, распадаясь на другие частицы. Тепловое равновесие восстанавливается. Но возникшая фермион - антифермионная асимметрия уже не может исчезнуть и сохраняется до наших дней.
    Предсказываемое при этом отношение числа нуклонов (и электронов) к числу фотонов оказывается хорошо согласующимся с наблюдаемым значением 10-9.

14. ОБРАЗОВАНИЕ ЛЕГЧАЙШИХ ЯДЕР 2H, He, Li, Be, B
    Интервал времени 102 с - 103 с представляет особый интерес. В этот временной интервал остается в основном излучение (и нейтрино), находящееся в тепловом равновесии с небольшой примесью e-, e+ и нуклонов. Основные реакции:
e+ + e- <=>  +  ,
p + e-  n + e,
n + e+  p + e.
    В условиях термодинамического равновесия можно рассматривать вероятность образования нейтрона или протона как вероятность образования системы с энергией EN, равной энергии покоя нуклона.
    Вероятность образования системы с энергией EN описывается распределением Гиббса:
WN =  .
Отсюда получаем, что в условиях термодинамического равновесия соотношение между числом нейтронов и протонов будет определяться разностью масс нейтрона и протона

(45)
Образование электрон - позитронных пар прекращается при T < 1010 K, так как энергии фотонов становятся ниже порога образования e+e- - пар (~ 1 МэВ). Поэтому для определения соотношения между числом нейтронов и протонов для T необходимо взять значение, равное 1010 K. К концу равновесной стадии соотношение между числом нейтронов и протонов, даваемое (45), следующее: на каждый нейтрон приходится 5 протонов. 
    При дальнейшем анализе следует учитывать, что нейтрон - частица нестабильная. Период полураспада нейтрона составляет ~ 10 мин. Нейтроны распадаются по схеме 
n  p + e-  + e . Однако не этот процесс будет в основном определять дальнейшую судьбу нейтронов. В связи с тем, что плотность нейтронов и протонов велика, они начнут активно вступать во взаимодействие, образуя легчайшие ядра d, He, Li. Наиболее простой реакцией на этом этапе является реакция
p + n  d +  ,
в результате которой все нейтроны оказываются связаны в ядра дейтерия. Энергия связи дейтрона всего 2.23 МэВ. Поэтому, легко образуясь, ядра дейтерия также легко распадаются под действием фотонов
d +  <=> p + n.
    Наиболее эффективно ядерные реакции с образованием легких ядер начинают происходить, когда температура упадет до 109 K. 
    Основные реакции следующие:
p + n  d +  , 
d + p  3He +  ,


 
d + d 
 
 3He + n
 3H + p,
(46)

3He + n  3H + p,
3H + p  4He +  ,
3H + d  4He + n.

    Пока время синтеза дейтерия существенно меньше времени жизни свободного нейтрона концентрация нейтронов существенно меняться не будет и будет составлять около 15% от полного числа нуклонов.
    Так как стабильных ядер с A = 5 и 6 не существует, ядерные реакции завершаются в основном с образованием d и 4He (рис. 44).
Выход 7Be, 6Li и 7Li составляет лишь ~ 10-9 - 10-12 от суммарного выхода изотопов по массе. Практически все нейтроны исчезают, образуя ядра 4He. При плотности вещества  ~ 10-3 - 10-4 г/см3 вероятность того, что нейтрон и протон не провзаимодействуют за время первичного нуклеосинтеза составляет менее 10-4. Так как в начале на один нейтрон приходилось 5 протонов, соотношение между числом ядер 4He и p должно быть ~ 1/10, что и наблюдается в распространенности элементов в современную эпоху.
    Имеется ряд аргументов в пользу того, что дейтерий и гелий, наблюдаемые в настоящее время, образовались в течение первых нескольких минут существования Вселенной в радиационную эпоху:
1. Высокие температуры и плотности вещества благоприят-ствовали синтезу легких элементов.
2. Из-за низкой энергии связи (~ 2.23 МэВ) дейтерий является неустойчивым элементом и не выдерживает высоких температур недр звезд. В звездах дейтерий не создается, а разрушается.
3. В нашей Галактике, а также в среднем во Вселенной, 1 атом гелия приходится на 10 атомов водорода. Это примерное постоянство отношения чисел ядер He и H существенно отличается от распределения более тяжелых элементов, содержание которых существенно колеблется. Например, количество тяжелых элементов уменьшается по мере удаления от центра нашей Галактики. Это также может служить указанием на дозвездный этап образования гелия.
    Уже упоминалось в предыдущем разделе, что в течение первых сотен тысяч лет существования Вселенной температура среды остается еще достаточно высокой (T > 3·103K). Вещество на этом этапе находится в состоянии плазмы, так как энергия, приходящаяся на частицу, больше энергии связи электронов в атоме. Лишь с понижением энергии фотонов ниже этой границы прекращается процесс ионизации вещества. Ядра водорода, дейтерия, гелия и лития присоединяют электроны и превращаются в нейтральные атомы.

Проблема Li, Be, B
    Легкие ядра - изотопы лития, бериллия и бора 6,7Li, 9Be, 10,11B - не могут образовываться в обычных реакциях нуклеосинтеза в звездах. Расчеты показывают, что они должны интенсивно разрушаться в реакциях (p,), (p,) уже при температурах (2 - 5)·106 K. В этих условиях содержание изотопов Li, Be, B должно составлять < 10-13 по отношению к водороду. Наблюдаемые же распространен-ности этих элементов оказываются почти на 2 - 3 порядка выше. Неустойчивая природа этих трех элементов означает, что они должны быть синтезированы в среде малой плотности, в условиях достаточно низкой температуры, чтобы предотвратить сгорание их сразу после образования. Необходимо было подобрать для этого соответствующие условия.
    Были предложены различные модели:
1. Такой средой могла бы быть поверхность молодой звезды или внешняя оболочка газа и плотного вещества, окружающая звезду. При звездных вспышках протоны и -частицы, ускоренные до достаточно высоких энергий, могли бы разрушать тяжелые элементы с образованием Li, Be, B. Однако, детальные расчеты показывают, что такая модель не проходит. Так, например, для звезд типа Солнца значительная часть полной гравитационной энергии должна быть израсходована на требуемое ускорение протонов и -частиц, что противоречит наблюдаемым данным.
2. Li, Be, B могли бы образовываться при вспышке сверхновой. Внешние слои звезды в результате расширения образуют туманности или облака из газа и пыли. Ударная волна, проходя через внешние слои, может вызвать реакции расщепления. Однако такая возможность также практически исключается, так как температура в таком процессе, по-видимому, недостаточна для образования энергичных частиц, способных вызвать реакции расщепления.
3. Li, Be, B могут образовываться в реакциях расщепления при взаимодействии галактических космических лучей с веществом межзвездной среды. Эта последняя модель в настоящее время является общепризнанной.
    Она предлагает два возможных механизма образования этих элементов:
    1 - ый механизм - легкая компонента космических лучей (быстрые протоны и a -частицы) в результате столкновения с тяжелыми ядрами межзвездной среды вызывает расщепление их с образованием в качестве фрагментов изотопов Li, Be, B, которые затем смешиваются с межзвездной средой;
    2 - ой механизм - быстрые ядра C, N и O, входящие в состав космического излучения, сталкиваясь с ядрами водорода и гелия превращаются в Li, Be и B и становятся частью галактических космических лучей. Этим объясняется высокая распространенность Li, Be, B в космических лучах (рис. 7). 
    Нарис. 45, 46 приведены полные сечения взаимодействия быстрых протонов с энергиями от 10 МэВ до 100 ГэВ с ядрами 12C и 16O. Общей закономерностью является то, что наибольший выход имеет изотоп 11B и наименьший - 9Be.

Рис. 45. Сечения образования различных ядер при столкновении быстрого протона с 12C в зависимости от его энергии

Рис. 46. Сечения образования различных ядер при столкновении быстрого протона с 16O в зависимости от его энергии
    На рис. 47, 48 приведены энергетические спектры галактических космических лучей в окрестности Земли. Из приведенных данных можно оценить долю легких элементов, образующихся в результате 1-го и 2-го механизмов. Если взять наблюдаемый поток космических лучей при 10 ГэВ, то примерно 70% легких элементов образуется в результате 1 - го механизма и 30% - в результате 2 - го механизма.

Рис. 47. Энергетический спектр наиболее распространенных ядер (кроме водорода) в галактических космических лучах.

Рис. 48. Энергетический спектр водорода и гелия в галактических космических лучах, достигающих окрестности Земли
    Даже такая упрощенная модель нуклеосинтеза под действием космических лучей приводит к предсказанию абсолютного содержания 6Li, 9Be, 10,11B, которое качественно близко к наблюдаемому (табл. 14). Такое совпадение данных наблюдений с теоретическими оценками накладывает жесткое ограничение на эволюцию Галактики, и, в частности, исключает большие вариации космических лучей в прошлом.

Таблица 14
Образование легких элементов в межзвездном веществе 
под действием галактических космических лучей
Изотоп
Наблюдаемое содержание
Рассчитанный выход изотопа 
на атом H за 1010 лет
6Li
8·10-11
8·10-11
7Li
10-9
1.3·10-10
8Be
1.4·10-11
2·10-11
10B
4·10-11
8.7·10-11
11B
1.6·10-10
2.0·10-10
    Несмотря на то, что модель в целом хорошо описывает наблюдаемые распространенности Li, Be, B, в ней есть два недостатка. 
    Во - первых, предсказываемое теорией отношение числа ядер 11B и 10B равно 2.5, тогда как измеренная величина 4.05. В настоящее время считается, что неточность в расчетах может быть связана с недостаточно хорошим знанием малоэнергичной части спектра межгалактического космического излучения. Необходима дополнительная информация о низкоэнергичной компоненте космического излучения на достаточно больших расстояниях от Солнца, т.к. магнитное поле Солнца может искажать малоэнергичную часть спектра космического излучения.
    Во - вторых, в модели предсказывается в 10 раз меньшее количество 7Li, чем наблюдается.
    Был предложен еще один механизм нуклеосинтеза в ядерных реакциях, происходящих в красных гигантах или во время взрывного нуклеосинтеза в таких объектах как новые или сверхновые звезды.7Li может образоваться в ядерных реакциях 3He+4He   +7Be, 7Be+e-  7Li + e. При этом должно выполняться условие, что образующиеся ядра 7Li и 7Be достаточно быстро выносятся из зоны ядерной реакции. Это необходимо, так как 7Be и 7Li быстро сгорают в высокотемпературной области в реакциях:
7Be + H  8B +  ,
7Li + H  4He + 4He.
    Для выполнения этого необходим либо взрывной процесс с последующим выносом вещества в холодную часть звезды, либо сильные конвективные потоки из внутренних областей холодной атмосферы красного гиганта. Аномально большое содержание 7Li можно также объяснить, если учесть образование этого элемента на начальном этапе эволюции Вселенной в первичном нуклеосинтезе.
    Исследования последних лет, не отвергая рассмотренных выше гипотез, легли в основу ещё одной возможности образования изотопов Li, Be, B.
    Последние наблюдения на телескопе им. Хаббла показали, что в составе звезд первого поколения количество бора практически такое же как и в окружающем космическом пространстве. Однако, в те времена, когда образовались звезды первого поколения, не могло быть достаточного количества ядер углерода, кислорода и азота для расщепления быстрыми протонами. По мере охлаждения Вселенной число быстрых протонов должно быстро уменьшаться и сечения реакций расщепления ядер 12C, 14N и 16O оказываются недостаточными для образования требуемого количества изотопов Li, Be и B.
    Оказывается, что можно получить достаточно хорошее согласие с наблюдаемыми распространенностями Li, Be и B, если предположить, что эти ядра образуются в окрестностях сверхновых в результате следующего механизма. После вспышки сверхновой в её окрестности образуются вполне подходящие условия для ускорения легких заряженных ядер 12C, 14N, 16O до достаточно высоких энергий. В результате столкновения ускоренных легких ядер с медленными протонами и образуются изотопы Li, Be и B, т.к. число малоэнергичных протонов (Ep < 1 ГэВ) в спектре (рис. 48) гораздо больше чем протонов с энергией >1 ГэВ. В этой модели выход ядер Li, Be и B оказывается значительно больше и теоретические предсказания гораздо лучше согласуются с наблюдаемыми данными.


15. НУКЛЕОСИНТЕЗ В СОВРЕМЕННУЮ ЭПОХУ
    Нуклеосинтез продолжается и в настоящее время. Можно привести несколько фактов, которые служат подтверждением этого:
   Синтез ядер 26Al. На рис. 49 показан спектр -квантов, измеренный в диапазоне энергий 1760-1824 кэВ от экваториальной плоскости Галактики по данным Астрофизической обсерватории высоких энергий HEAO - 3. Наблюдаемая в спектре линия 1808 кэВ имеет следующее происхождение. +-распад ядра 26Al приводит к образованию ядра 26Mg в первом возбужденном состоянии с энергией 1808 кэВ. Затем происходит переход в основное состояние ядра 26Mg с испусканием -кванта:
26Al    26Mg*(E* = 1808 кэВ)  26Mg +  .
Обнаружение этого перехода показывает, что в межзвездной среде в экваториальной плоскости Галактики в настоящее время присутствует 26Al. Так как период полураспада 26Al составляет 7.4 ·105лет, это служит указанием на то, что в настоящее время нуклеосинтез в Галактике продолжается.

Рис. 49. Данные по  -излучению от экваториальной плоскости Галактики

Рис. 50. Данные по рентгеновскому спектру остатков сверхновой Тихо Браге. Наблюдение остатков сверхновых в рентгеновском диапазоне
    На рис. 50 показаны результаты наблюдений излучений остатков сверхновой Тихо Браге (1572 г.) в диапазоне от 1 до 4 кэВ. Отчетливо проявляются K- линии рентгеновского излучения ядер группы кремния: Si, S, Ar, Ca.
    Анализ рентгеновского спектра сверхновой “Корма А” в интервале энергий от 0.5 до 1.1 кэВ показывает, что наблюдаемые распространенности элементов хорошо описываются моделью взрыва сверхновой II-го типа с массой M ~ 25M . Выбрасывается масса кислорода ~ 3M и неона ~ 1M , которая затем перемешивается с межзвездным веществом массой 150M .
    Наблюдение остатков сверхновых в оптическом диапазоне. Оптическая информация для нескольких быстродвижущихся узлов в остатке сверхновой “Кассиопея А” (приблизительная дата взрыва 1659 г.) дает следующие отношения распространенности элементов группы кремния, отнесенные к кислороду:
[S/O] = 61, [Ar/O] = 55, [Ca/O] = 59.
    Этот результат можно интерпретировать следующим образом. Вследствие горения кислорода с образованием элементов группы кремния в слое, над которым возникли наблюдаемые узлы, содержание кислорода уменьшается, а содержание элементов группы кремния увеличивается.
   Обнаружение в спектрах звезд линии технеция (Z = 43). Технеций не имеет стабильных изотопов. Наиболее долгоживущий изотоп 98Tc имеет период полураспада 4.2 ·106 лет. Продолжительность существования звезд существенно больше этого времени. Поэтому технеций образуется в звезде, в спектре которой он наблюдается.
   Содержание межзвездного углерода и кислорода. Экспериментальные результаты, полученные в последние годы на космических аппаратах, обнаружили еще одну интересную закономерность. Оказалось, что во всех направлениях на расстояниях до ~ 2000 световых лет содержание межзвездного углерода и кислорода по отношению к водороду примерно на 40 - 70% меньше, чем в Солнечной системе. Причины этой аномалии в настоящее время не ясны. Для объяснения были выдвинуты три альтернативные гипотезы:
    - значительная часть межзвездного кислорода может находиться в связанном состоянии в космической пыли;
    - уменьшение содержания углерода и кислорода может быть вызвано случайным вторжением в близлежащий космос водородного облака, понизившего концентрацию кислорода и углерода по отношению к водороду. Т. е. ближний космос относительно богаче водородом.
    - в процессе образования Солнечной системы мог произойти взрыв близлежащей сверхновой звезды, который выбросил большое количество углерода и кислорода, что и отразилось на дальнейшей эволюции Солнца и планет.

16. ЗАКЛЮЧЕНИЕ
    В Заключении приведен дополнительный справочный материал:
    - таблица характерных астрономических расстояний (табл. 15);
    - космическая шкала времени из работы [6] (табл. 16);
    - табл. 17 ([2]) распространенности элементов в Солнечной системе с указанием механизма, в результате которого данный изотоп образуется. Приведенные в этой таблице содержания относятся к химическому составу вещества Солнечной системы в эпоху её образования, поэтому при их определении были приняты во внимание вызванные радиоактивными распадами изменения в содержании родительских и дочерних нуклидов. Данные этой таблицы мы дополнили сведениями о процентном содержании изотопа к общему количеству элемента в настоящее время (четвертый столбец). Эти данные взяты из [13,14];
    - рис. 51 и 52, дающие представление о строении Галактики и её ближайших соседях.
 
ЛИТЕРАТУРА
1. E.M.Birbidge, G.R.Birbidge, W.A.Fowler, F.Hayle. - Rev.Mod.Phys., 1957, v.29, p. 547-650.
2. ЯДЕРНАЯ АСТРОФИЗИКА. Под редакцией Ч.Барнса, Д.Клейтона, Д.Шрамма. - М.: Мир, 1986.
3. Я.М. Крамаровский, В.П. Чечев. СИНТЕЗ ЭЛЕМЕНТОВ ВО ВСЕЛЕННОЙ. - М.: Наука. 1987.
4. С.Вайнберг. ПЕРВЫЕ ТРИ МИНУТЫ. - М.: Энергоиздат. 1982.
5. Я.Б. Зельдович, И.Д. Новиков. СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ. - М.: Наука. 1982.
6. Д. Силк. БОЛЬШОЙ ВЗРЫВ. - М.: Мир, 1982.
7. У.А. Фаулер. - УФН, 1985, т. 145, вып.3, с.441-488.
8. Я.М. Крамаровский, В.П. Чечев. РАДИОАКТИВНОСТЬ И ЭВОЛЮЦИЯ ВСЕЛЕННОЙ. - М.: Наука. 1978.
9. А. Аллер. АТОМЫ, ЗВЕЗДЫ И ТУМАННОСТИ. - М.: Мир. 1976.
10. Р. Тейлор. СТРОЕНИЕ И ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД. - М.: Мир. 1975.
11. Р. Тейлор. ПРОИСХОЖДЕНИЕ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ. - М.: Мир. 1978.
12. Дж. Дж. Нарликар. ОТ ЧЕРНЫХ ОБЛАКОВ К ЧЕРНЫМ ДЫРАМ. - М.: Энергоатомиздат. 1989.
13. СУБАТОМНАЯ ФИЗИКА. Вопросы. Задачи. Факты. Под редакцией Б.С.Ишханова. - Издательство Московского университета. 1994.
14. J.K. Tuli. NUCLEAR WALLET CARDS. July, 1995. National Nuclear Data Center. Brookhaven National Laboratory. USA.
15. Б.С.Ишханов, И.М.Капитонов. ЯДЕРНАЯ ФИЗИКА. Происхождение элементов. - Издательство Московского университета. 1989.
16. C.Caso et al.. REVIEW OF PARTICLE PHYSICS. The European Physical Journal, 1998, v. C3, p. 1.
17. И.Д. Новиков. КАК ВЗОРВАЛАСЬ ВСЕЛЕННАЯ. - М.: Наука. 1988.
18. Г.С.Бисноватый-Коган. ЭВОЛЮЦИЯ ЗВЕЗД. Физическая энциклопедия, т.5, с.487-494. -М: Научное издательство “Большая Российская энциклопедия”. 1998.
Литература в Интернете
Ю.Э. Пенионжкевич Ядерная Астрофизика
Представлены некоторые проблемы эволюции Вселенной, нуклеосинтеза и космохронологии с точки зрения физики ядра и элементарных частиц. Проводится сравнение процессов, происходящих во Вселенной, с механизмами образования и распада ядер, а также их взаимодействия при высоких энергиях. Даны примеры, показывающие возможности методов ядерной физики в исследовании Вселенной.
Васильев А.Н. Эволюция Вселенной (pdf)
В статье кратко излагается современная теория Большого Взрыва, объясняющая эволюцию наблюдаемой Вселенной
В.Н.Рыжов. Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов
Рассмотрено современное состояние одной из фундаментальных и достаточно сложных проблем науки - происхождение химических элементов. Обсуждены астрофизические процессы синтеза атомных ядер, обнаруживаемых в природе, отмечены некоторые неопределенности и трудности в решении этой проблемы.
С.А. Славатинский. Космические лучи и их роль в развитии физики высоких энергий и астрофизики (pdf)
Приведены общие сведения о космических лучах, их открытии и изучении их природы и свойств. Рассмотрены их происхождение, формирование массового состава и ускорение частиц космических лучей до сверхвысоких энергий. Обсуждена роль космических лучей в современной физике высоких энергий и астрофизике.
Б.И. Лучков. Природа и источники энергии звезд (pdf)
Поиск источников энергии звезд занял более ста лет и привлек внимание многих выдающихся физиков. Х. Бете разработал теорию звездных термоядерных циклов, согласующуюся с данными наблюдений. Эксперименты с солнечными нейтрино доказали, что необходимую энергию звезды получают в результате термоядерных реакций синтеза, протекающих в их центральных зонах. Методы решения проблемы, важнейшие следствия и другие нерешенные вопросы вновь заставляют обращаться к этой теме.
Г.Е. Кочаров. Естественные архивы солнечной активности и термоядерной истории солнца за последние миллионы лет (pdf)
Рассмотрены возможности естественных детекторов для изучения истории термоядерного горючего в недрах Солнца путем измерения содержания изотопов технеция и свинца в земной коре. Результаты высокоточных измерений содержания радиоуглерода в кольцах деревьев и прироста годичных колец за последние 8 тыс. лет выявили корреляцию между глубокими минимумами солнечной активности и депрессиями годичных колец.
В. Нозик. Нейтрино
История. Открытие нейтрино. Доказательства существования.
Г.Е. Кочаров. Термоядерный котел в недрах солнца и проблема солнечных нейтрино (pdf)
Обсуждаются современное состояние и перспективы исследования солнечных нейтрино, которые генерируются в глубоких недрах Солнца.
С.С. Герштейн. Загадки солнечных нейтрино (pdf)
Рассматриваются термоядерные реакции, являющиеся источником энергии Солнца. Приведены сведения о прямом экспериментальном доказательстве термоядерного происхождения солнечной энергии, полученном путем регистрации на Земле потока нейтрино от Солнца. Указано, что обнаруженный при этом дефицит в потоке солнечных нейтрино, возможно, свидетельствует о превращениях, которые испытывают сами нейтрино.
Б.А. Арбузов. Осцилляции нейтрино - "рентген" для небесных тел?
Статья посвящена интереснейшему явлению - осцилляциям нейтрино в веществе, которое, затрагивая самые глубинные проблемы физики элементарных частиц, проявляется в свойствах нейтринного излучения небесных тел. Явление может быть использовано для исследования внутреннего строения небесных тел.


Таблица 15
Характерные астрономические расстояния
Радиусы: Луны
1.7·108 см
Земли
6.4·108 см
Солнца
6.9·1010 см
Нашей галактики (Млечный Путь)
23·103 парсек
Расстояния: от Земли до Луны
3.8·1010 см
от Земли до Солнца
1.5·1013 см
от Земли до ближайшей звезды
(Проксима Центавра)
4.0·1018 см
до ближайшей галактики
(Магеллановы Облака)
4.6·104 парсек
Наибольшее расстояние,
на котором удается наблюдать галактики
109 - 1010 парсек
1 световой год
9.5·1017 см
1 парсек
3.1·1018 см


Космическая шкала времени
Космическое время
Эпоха
Событие
Время от настоящего момента
I
II
III
IV
0
Сингулярность
Большой Взрыв
20 млрд лет*
10-43 с
Планковский момент
Рождение частиц
20 млрд лет
10-6 с
Адронная эра
Аннигиляция протон-антипротонных пар
20 млрд лет
1 с
Лептонная эра
Аннигиляция электрон-позитронных пар
20 млрд лет
1 мин
Радиационная эра
Ядерный синтез дейтерия, гелия,
20 млрд лет
1 неделя

Излучение к этой эпохе термализуется
20 млрд лет
10 000 лет
Эра вещества
Во Вселенной начинает доминировать вещество
20 млрд лет
300 000 лет
Эпоха отделения излучения от вещества
Вселенная становится прозрачной
19.7 млрд лет
1-2 млрд лет

Начало образования галактик
18-19 млрд лет
3 млрд лет

Галактики начинают образовывать скопления
17 млрд лет
4 млрд лет

Сжатие нашей протогалактики
16 млрд лет
4.1 млрд лет

Образуются первые звезды
15.9 млрдлет
5 млрд лет

Рождение квазаров, образование звезд населения II
15 млрд лет
10 млрд лет

Образование звезд населения I
10 млрд лет
15.2 млрд лет

Образование межзвездного облака, давшего начало Солнечной системе
4.8 млрд лет
15.3 млрд лет

Сжатие протосолнечной туманности
4.7 млрд лет
15.4 млрд лет

Образование планет, затвердение пород
4.6 млрд лет
15.7 млрд лет

Интенсивное образование кратеров на планетах
4.3 млрд лет
16.1 млрд лет
Археозойская эра
Образование самых старых земных пород
3.9 млрд лет
17 млрд лет

Зарождение микроорганизмов
3 млрд лет
18 млрд лет
Протозойская эра
Возникновение атмосферы, богатой кислородом
2 млрд лет
19 млрд лет
Палеозойская эра
Зарождение макро-скопических форм жизни
1 млрд лет
19.4 млрд лет

Самые ранние окаменелости
600 млн лет
19.55 млрд лет

Первые растения на суше
450 млн лет
19.6 млрд лет

Рыбы
400 млн лет
19.7 млрд лет

Папоротники
300 млн лет
19.75 млрд лет
Мезозойская эра
Хвойные, образование гор
250 млн лет
19.8 млрд лет

Рептилии
200 млн лет
19.85 млрд лет
Кайнозойская эра
Динозавры, дрейф континентов
150 млн лет
19.95 млрд лет

Первые млекопитающие
50 млн лет
20 млрд лет

Человек (Homo sapiens)
2 млн лет
* По современным данным [16] возраст Вселенной 10-14 млрд лет.

Распространенность элементов 
в Солнечной системе в эпоху её образования и в настоящее время
Элемент
A
Содержание в % к общему количеству элемента
Процесс*
Распространенность (нормирована к Si=106) **


в эпоху образования **
в настоящее время
[13, 14]


I
II
III
IV
V
VI
1 H
1
~ 100
99.985
 
2.66·1010

2
 
0.015
U, ?
4.4·105
2 He
3
 
 
U, ?
3.2·105

4
~ 100
~ 100
U, H
1.8·109
3 Li
6
7.42
7.5
X
4.45

7
92.58
92.5
X, H, U
55.55
4 Be
9
100
100
X
1.2
5 B
10
19.64
19.9
X
1.8

11
80.36
80.1
X
7.2
6 C
12
98.89
98.90
He
1.11·107

13
1.11
1.10
H
1.23·105
7 N
14
99.63
99.63
H
2.31·106

15
0.37
0.37
H
8.5·103
8 O
16
99.76
99.76
He
1.84·107

17
0.037
0.038
H
6900

18
0.20
0.20
He, N
3.75·104
9 F
19
100
100
N
780
10 Ne
20
(88.89)
90.48
C
2.31·106

21
(0.27)
0.27
He, N
7000

22
(10.84)
9.25
He, N
2.82·105
11 Na
23
100
100
C
6.0·104
12 Mg
24
78.70
78.99
C
8.34·105

25
10.13
10.00
C
1.07·105

26
11.17
11.01
C
1.18·105
13 Al
27
100
100
C
8.5·104
14 Si
28
92.21
92.23
O, Si
9.22·105

29
4.70
4.67
O
4.70·104

30
3.09
3.10
O
3.09·104
15 P
31
100
100
O
6500
16 S
32
95.0
95.02
O, Si
4.75·105

33
0.76
0.75
O, Si
3800

34
4.22
4.21
O, Si
2.11·104

36
0.014
0.02
NSi
68
17 Cl
35
75.53
75.77
O, Si
3580

37
24.47
24.23
O, Si
1160
18 Ar
36
84.2
0.337
O, Si
 

38
15.8
0.063
O, Si
 

40
 
99.60
s
 
19 K
39
93.10
93.2581
O, Si
3258

40
 
0.0117
O, Si
4.8

41
6.88
6.7302
O, Si
241
20 Ca
40
96.97
96.941
O, Si
6.06·104

42
0.64
0.647
Si, s
400

43
0.145
0.135
Si, s
91

44
2.06
2.086
Si, s
1290

46
0.0033
0.004
NSi
2.06

48
0.185
0.187
NSi
116
21 Sc
45
100
100
Si, E
31
22 Ti
46
7.93
8.0
E
190

47
7.28
7.3
E
175

48
73.94
73.8
E
1775

49
5.51
5.5
E
132

50
5.34
5.4
E, NSi
128
23 V
50
0.24
0.250
E
0.61

51
99.76
99.750
E
253
24 Cr
50
4.31
4.345
E
547

52
83.7
83.79
E
1.06·104

53
9.55
9.50
E
1210

54
2.38
2.365
E
302
25 Mn
55
100
100
E
9300
26 Fe
54
5.82
5.9
E
5.24·104

56
91.66
91.72
E
8.25·105

57
2.19
2.1
E
1.97·104

58
0.33
0.28
E
2970
27 Co
59
100
100
E
2200
28 Ni
58
67.88
68.077
E
3.24·104

60
26.23
26.223
E
1.25·104

61
1.19
1.140
E
569

62
3.66
3.634
E
1749

64
1.08
0.926
E
516
29 Cu
63
69.09
69.17
E
373

65
30.91
30.83
E
167
30 Zn
64
48.89
48.6
E
613

66
27.81
27.9
E
350

67
4.11
4.1
E, s
51.18

68
18.57
18.8
E, s
234

70
0.62
0.6
E, s
7.81
31 Ga
69
60.4
60.108
E, s
23.0

71
39.6
39.892
E, s
15.0
32 Ge
70
20.52
21.23
E, s
24.0

72
27.43
27.66
E, s
32.1

73
7.76
7.73
E, s
9.08

74
36.54
35.94
E, s
42.8

76
7.76
7.44
E, s
9.08
33 As
75
100
100
s, r
6.2
34 Se
74
0.87
0.89
p
0.58

76
9.02
9.36
s
6.04

77
7.58
7.63
s, r
5.08

78
23.52
23.78
s, r
15.8

80
49.82
49.61
s, r
33.4

82
9.19
8.73
r
6.16
35 Br
79
50.54
50.69
s, r
4.65

81
49.46
49.31
s, r
4.55
36 Kr
78
0.35
0.35
p
0.146

80
2.27
2.25
s, p
0.94

82
11.56
11.6
s
4.77

83
11.55
11.5
s, r
4.77

84
56.90
57.0
s, r
23.5

86
17.37
17.3
r
7.17
37 Rb
85
72.15
72.17
s, r
4.40

87
 
27.83
r
1.82
38 Sr
84
0.56
0.56
p
0.128

86
9.86
9.86
s
2.26

87
 
7.00
s
1.51

88
82.56
82.58
s, r
18.9
39 Y
89
100
100
s, r
4.8
40 Zr
90
51.46
51.45
s, r
6.18

91
11.23
11.22
s, r
1.35

92
17.11
17.15
s, r
2.05

94
17.40
17.38
s, r
2.09

96
2.80
2.80
r
0.34
41 Nb
93
100
100
s, r
0.9
42 Mo
92
15.84
14.84
p
0.634

94
9.04
9.25
p
0.361

95
15.72
15.92
s, r
0.629

96
16.53
16.68
s
0.661

97
9.46
9.55
s, r
0.378

98
23.78
24.13
s, r
0.951

100
9.63
9.63
r
0.385
44 Ru
96
5.51
5.64
p
0.105

98
1.87
1.86
p
0.0355

99
12.7
12.7
s, r
0.242

100
12.6
12.6
s
0.240

101
17.1
17.1
s, r
0.324

102
31.6
31.6
s, r
0.601

104
18.6
18.6
r
0.353
45 Rh
103
100
100
s, r
0.4
46 Pd
102
0.96
1.02
p
0.0125

104
10.97
11.14
s
0.143

105
22.23
22.33
s, r
0.289

106
27.33
27.33
s, r
0.355

108
26.71
26.46
s, r
0.347

110
11.81
11.72
r
0.154
47 Ag
107
51.35
51.639
s, r
0.236

109
48.65
48.161
s, r
0.224

48 Cd
106
1.22
1.25
p
0.0188

108
0.88
0.89
p
0.0136

110
12.39
12.49
s
0.192

111
12.75
12.80
s, r
0.198

112
24.07
24.13
s, r
0.373

113
12.26
12.22
s, r
0.190

114
28.86
28.73
s, r
0.447

116
7.58
7.49
r
0.117
49 In
113
4.3
4.3
p, s
0.008

115
95.7
95.7
s, r
0.182
50 Sn
112
0.96
0.97
p
0.0355

114
0.66
0.65
p
0.0244

115
0.35
0.36
p, s, r
0.0130

116
14.30
14.53
s
0.529

117
7.61
7.68
s, r
0.282

118
24.03
24.22
s, r
0.889

119
8.58
8.58
s, r
0.317

120
32.85
32.59
s, r
1.22

122
4.72
4.63
r
0.175

124
5.94
5.79
r
0.220
51 Sb
121
57.25
57.36
s, r
0.177

123
42.75
42.64
s, r
0.133
52 Te
120
0.089
0.095
p
0.0058

122
2.46
2.59
s
0.159

123
0.87
0.905
s
0.058

124
4.61
4.79
s
0.299

125
6.99
7.12
s, r
0.454

126
18.71
18.93
s, r
1.22

128
31.79
31.70
r
2.07

130
34.48
33.87
r
2.24
53 I
127
100
100
s, r
1.27
54 Xe
124
(0.126)
0.10
p
0.0074

126
(0.115)
0.09
p
0.0067

128
(2.17)
1.91
s
0.127

129
(27.5)
26.4
s, r
1.61

130
(4.26)
4.1
s
0.25

131
(21.4)
21.2
s, r
1.25

132
(26.0)
26.0
s, r
1.52

134
(10.17)
10.4
r
0.59

136
(8.39)
8.9
r
0.49
55 Cs
133
100
100
s, r
0.39
56 Ba
130
0.101
0.106
p
0.00485

132
0.097
0.101
p
0.00466

134
2.42
2.42
s
0.116

135
6.59
6.593
s, r
0.316

136
7.81
7.85
s
0.375

137
11.32
11.23
s, r
0.543

138
71.66
71.70
s, r
3.44
57 La
138
 
0.0902
p
0.00034

139
99.911
99.9098
s, r
0.370
58 Ce
136
0.19
0.19
p
0.0023

138
0.25
0.25
p
0.003

140
88.48
88.43
s, r
1.06

142
11.07
11.13
r
0.133
59 Pr
141
100
100
s, r
0.18
60 Nd
142
27.11
27.13
s
0.214

143
12.17
12.18
s, r
0.0961

144
23.85
23.80
s, r
0.188

145
8.30
8.30
s, r
0.0656

146
17.22
17.19
s, r
0.136

148
5.73
5.76
r
0.0452

150
5.62
5.64
r
0.0444
62 Sm
144
3.1
3.1
p
0.00742

147
 
15.0
s, r
0.0371

148
11.24
11.3
s
0.0270

149
13.8
13.8
s, r
0.0332

150
7.4
7.4
s
0.0179

152
26.7
26.7
r
0.0641

154
22.7
22.7
r
0.0545
63 Eu
151
47.8
47.8
s, r
0.0449

153
52.2
52.2
s, r
0.0490
64 Gd
152
0.20
0.20
p
0.00084

154
2.15
2.18
s
0.00903

155
14.73
14.80
s, r
0.0619

156
20.47
20.47
s, r
0.0860

157
15.68
15.65
s, r
0.0659

158
24.87
24.84
s, r
0.104

160
21.90
21.86
r
0.0920
65 Tb
159
100
100
s, r
0.076
66 Dy
156
0.05
0.06
p
0.000193

158
0.09
0.10
p
0.000334

160
2.29
2.34
s
0.00849

161
18.9
18.9
s, r
0.0699

162
25.5
25.5
s, r
0.0945

163
25.0
24.9
s, r
0.0924

164
28.2
28.2
s, r
0.104
67 Ho
165
100
100
s, r
0.092
68 Er
162
0.14
0.14
p
0.000313

164
1.56
1.61
p, s
0.00359

166
33.4
33.6
s, r
0.0768

167
22.94
22.95
s, r
0.0527

168
27.1
26.8
s, r
0.0623

170
14.9
14.9
r
0.0342
69 Tm
169
100
100
s, r
0.035
70 Yb
168
0.14
0.13
p
0.00027

170
3.03
3.05
s
0.00606

171
14.3
14.3
s, r
0.0286

172
21.8
21.9
s, r
0.0436

173
16.13
16.12
s, r
0.0323

174
31.8
31.8
s, r
0.0637

176
12.7
12.7
r
0.02546
71 Lu
175
97.41
97.41
s, r
0.0341

176
 
2.59
s
0.00105
72 Hf
174
0.18
0.162
p
0.00031

176
5.20
5.206
s
0.00884

177
18.50
18.606
s, r
0.0315

178
27.14
27.297
s, r
0.0461

179
13.75
13.629
s, r
0.0234

180
35.24
35.100
 
0.0599
73 Ta
180
0.0123
 
p
0.00000246

181
99.9877
99.988
s, r
0.0200
74 W
180
0.14
0.12
p
0.000405

182
26.4
26.3
s, r
0.0792

183
14.40
14.28
s, r
0.0432

184
30.6
30.7
s, r
0.0919

186
28.4
28.6
r
0.08523
75 Re
185
37.07
37.40
s, r
0.0189

187
 
62.60
s, r
0.0348
76 Os
184
0.02
0.02
p
0.000124

186
1.29
1.58
s
0.00890

187
 
1.6
s
0.0081

188
13.3
13.3
s, r
0.0917

189
16.1
16.1
s, r
0.111

190
26.4
26.4
s, r
0.182

192
41.0
41.0
r
0.283
77 Ir
191
37.3
37.3
s, r
0.269

193
62.7
62.7
s, r
0.451
78 Pt
190
0.01
0.01
p
0.000179

192
0.78
0.79
s
0.0110

194
32.9
32.9
s, r
0.464

195
33.8
33.8
s, r
0.477

196
25.3
25.3
s, r
0.357

198
7.2
7.2
r
0.102
79 Au
197
100
100
s, r
0.21
80 Hg
196
0.15
0.15
p
0.00031

198
10.2
9.97
s
0.0214

199
16.84
16.87
s, r
0.0354

200
23.1
23.1
s, r
0.0486

201
13.2
13.1
s, r
0.0278

202
29.80
29.86
s, r
0.0626

204
6.85
6.87
r
0.0144
81 Tl
203
29.50
29.52
s, r
0.0561

205
70.50
70.48
s, r
0.134
82 Pb
204
2.0
1.4
s
0.0512

206
18.8
24.1
s, r
0.490

207
20.6
22.1
s, r
0.536

208
58.6
52.4
s, r
1.522
83 Bi
209
100
100
s, r
0.14
90 Th
232
100
100
r
0.045
92 U
235
 
0.72
r
0.0064

238
 
99.27
r
0.0203
* Описание процессов:
U: Космологический нуклеосинтез до образования звезд.
H: Горение водорода.
N: Горение водорода при высоких температурах.
He: Горение гелия.
C: Взрывное горение углерода.
O: Взрывное горение кислорода.
Si: Взрывное горение кремния.
NSi: Обогащенное нейтронами горение кремния.
E: Ядерное статистическое равновесие. Нуклиды, образующиеся, когда температура вещества поднимается до значений достаточно высоких для того, чтобы установилось статистическое равновесие между синтезом и распадом атомных ядер.
s: s-Процесс. Продукты медленного захвата нейтронов.
r: r-Процесс. Продукты быстрого захвата нейтронов.
p: p-Процесс. Продукты, синтезированные на обедненной нейтронами стороне долины b - стабильности.
X: Дробление космическими лучами. Нуклиды, образующиеся в основном в результате взаимодействия космических лучей с атомными ядрами межзвездной среды.
** Приведенные в этой колонке числа относятся к химическому составу вещества Солнечной системы в эпоху её образования, поэтому при их определении были приняты во внимание вызванные радиоактивными распадами изменения в содержании родительских и дочерних нуклидов.


Рис. 51. Строение Галактики.

Рис. 52. 16 ближайших соседей нашей Галактики, спроецированных на плоскость. БМО и ММО - Большое и Малое Магелланово Облако