Рис. 40. Диаграмма атомных ядер некоторых редкоземельных элементов (О — радиоактивные ядра).

В результате получается стабильное ядро Се¹⁴⁰, которое снова присоединяет нейтрон и т. д. Все изотопы, образующиеся в процессе медленного захвата нейтронов, обозначены на рисунке цифрой 3.

Прямым доказательством протекания процесса, медленного захвата нейтронов в ядрах красных гигантов являются астрофизические данные нахождения в их спектрах линий радиоактивного элемента технеция. Один из самых долгоживущих изотопов технеция Тс⁹⁹, образующийся в этом процессе, имеет период полураспада 2,12 · 10⁵ лет. Наличие его в атмосферах красных гигантов, возраст которых равен нескольким миллиардам лет, свидетельствует как об образовании технеция в настоящее время, так и о возможном существовании в них постоянных источников нейтронов.

Ранее отмечалось, что в красных гигантах типа BaII наблюдается повышенное содержание тяжелых металлов. Произведен расчет содержания изотопов некоторых элементов в звездах такого типа (например, HD 46407) при условии, что эти изотопы образовались в процессе медленного захвата нейтронов. Найдены отношения наблюдаемых и рассчитанных распространенностей некоторых элементов к их распространенностям в известных «стандартных» звездах. Эти сведения приведены в табл. 12. Видно, что они находятся в согласии.

Вероятность образования ядер в процессе медленного захвата нейтронов зависит только от сечения реакций (п, γ) на отдельных изотопах. Если процесс захвата нейтронов протекает в течение длительного времени, то для него справедливо следующее соотношение:

п(А) · σ(А) = B, (12)

где п(А) — число ядер с массовым числом A; σ (A) — сечение реакции на данных ядрах;

В — постоянная величина.

Из этого соотношения следует, что распространенность химических элементов тем больше, чем меньше вероятность захвата нейтронов. В настоящее время в лабораторных опытах установлено, что именно такими устойчивыми по отношению к захвату нейтронов являются ядра с «магическими числами» нейтронов, равными 20, 50, 82, 126. Эти ядра, как видно из рис. 29 обладают также и повышенной распространенностью! Этот факт еще раз доказывает, что процесс медленного захвата нейтронов играет существенную роль в образовании тяжелых элементов.

Таблица 12

Отношение распространенностей некоторых элементов в звезде HD 46407 к их распространенностям в стандартных звездах

Таким образом, красные гиганты являются теми космическими объектами, где происходит синтез тяжелых химических элементов. Это своего рода «фабрики», в которых в термоядерном «котле» синтезируются химические элементы. Мы уже указывали, что в плоской составляющей нашей Галактики таких звезд сравнительно мало, но зато в сферической составляющей, а также в эллиптических галактиках они составляют большинство. Поэтому можно сделать вывод, что в огромном множестве звезд нашей Метагалактики в настоящее время происходит синтез тяжелых элементов.

Однако следует указать, что путем медленного присоединения нейтронов не могут быть образованы изотопы элементов более тяжелых, чем висмут. Наличие у астата и франция только очень короткоживущих альфа-радиоактивных изотопов, при распаде которых образуются стабильные изотопы сЕинца и висмута, прерывает этот процесс. Кроме того, из детального рассмотрения рис. 40 видно, что существуют две группы ядер, которые не захватывает цепочка последовательного медленного присоединения нейтронов. Прежде всего это группа самых тяжелых изотопов, например Се¹⁴², Nd¹⁴⁸, Nd¹⁵⁰ и Sm¹⁵⁴, которые обладают сравнительно высокой распространенностью (2, рис. 40). Кроме того, есть группа самых легких изотопов (4, рис. 40), например таких, как Се¹³⁶, Се¹³⁸ и Sm¹⁴⁴, которые имеют небольшую распространенность. Изотопы такого типа встречаются у большинства четных тяжелых элементов. Они называются «обойденными», так как их обошел путь синтеза ядер в (п, γ) — реакциях. Все эти изотопы не могут образоваться в медленном (п, γ) — процессе. Кроме того, неясна причина повышенной распространенности элементов группы железа (см. рис. 29). Рассмотренные выше ядерные процессы не могут объяснить это явление.

В эволюции красного гиганта может наступить такой момент, когда в результате гравитационного сжатия температура в его центральной части достигнет больше 3 млрд. град. В этих условиях при наличии обмена между различными частями звезды разнообразные ядерные реакции — (α, γ), (γ, α), (р, γ) и (γ, р) — приобретут большую скорость, что приведет к установлению между ними равновесия. Из рис. 4 видно, что наибольшей устойчивостью среди элементов среднего атомного веса обладают изотопы элементов группы железа.

Рис. 41. Зависимость распространенности ядер элементов группы железа в равновесной смеси (1) и в Солнечной системе (2) от их массовых чисел. (Распространенность изотопа Fe⁵⁶ равна единице.)

Поэтому содержание их в равновесной смеси должно быть максимальным, что находится в соответствии с их космической распространенностью. На рис. 41 приведены расчетные значения распространенности ядер элементов группы железа в равновесной смеси при Т = 3,8 · 10⁹ град и lg N _р lN_n = 2,5, где N_p — число протонов, а N_n—число нейтронов в смеси. Они показывают согласие со значениями их средней распространенности в Солнечной системе. Этот факт может служить подтверждением предположения о том, что вещество тел Солнечной системы, вероятно, было подвержено равновесным процессам. Наблюдаются звезды с очень повышенным содержанием железа; к ним можно отнести, например, белый карлик ван-Маанена 2.

Если в оболочке красного гиганта на этой стадии эволюции еще много водорода и происходит интенсивный обмен вещества звезды, то при температуре в несколько миллиардов градусов появляется возможность для протекания ряда последовательных циклов присоединения протонов, например Na²¹(p, γ)Mg^{22 р}-> Na²²(p, γ)Μg²³(p, γ)Α1²⁴. Такие реакции, видимо, протекают и в области более тяжелых элементов, и тогда они могут привести к синтезу «обойденных» ядер. Так, из рис. 40 видно, что изотоп Sm¹⁴⁴ может образоваться по реакции Nd¹⁴²(p, γ)Pm¹⁴³(p, γ)Sm¹⁴⁴. Однако эти реакции возможны только в условиях равновесных процессов, что находится в противоречии с распространенностью обойденных ядер в земной коре и метеоритах. Поэтому вопрос об их синтезе остается сейчас еще открытым.

Советский физик Д. А. Франк-Каменецкий выдвигает гипотезу о том, что они образовались в реакциях при холодном ускорении частиц. По его мнению, условия для такого ускорения существуют как при звездных вспышках, так и в оболочках звезд, обладающих переменными магнитными полями. Предположение о том, что некоторые звезды имеют магнитные поля, появилось еще несколько лет назад. В 1947 г. было открыто существование очень сильных магнитных полей у ряда звезд. Например, у звезд α² Гончих Псов и HD 133029 магнитное поле изменяется от —6000 до +7000 гс. Так как оболочки звезд в основном состоят из ядер водорода, то последние могут ускоряться в таких полях до значительных энергий, например до 10 Мэе. Механизм этого ускорения подобен циклотронному ускорению. При таких энергиях протонов могут протекать реакции с вылетом двух нейтронов, например La¹³⁹(p, 2/г)Се¹³⁸, что приводит к образованию ряда обойденных ядер.