В настоящее время также нет еще единого мнения о реакциях образования большого количества ядер элементов группы железа. Основное возражение приводится не против того, что в процессе развития звезды на каких-то определенных стадиях не могут создаться условия для быстрых равновесных реакций. Такие реакции, по-видимому, происходят. Неясно другое, почему при «закалке» равновесия, т. е. при охлаждении звезды, не меняется относительное содержание ядер в их смеси. Кроме того, неясны физические условия охлаждения вещества звезды, находящегося в ее недрах.

Рис. 42. Зависимость времени протекания различных ядерных процессов от температуры.

Равновесные реакции могут протекать только в конце активной жизни звезды. По времени этот процесс должен быть очень коротким — порядка нескольких секунд — и заканчиваться взрывом звезды.

Итак, мы подошли к конечному этапу жизни звезды, на рис. 42 схематически изображено изменение времени различных ядерных процессов на всех этапах существования звезды в зависимости от температуры в ее центре.

Однако и взрыв вещества звезды, вероятно, не проходит бесследно для процесса синтеза тяжелых элементов. Об этом мы и расскажем в следующем разделе.

Объяснить механизм образования изотопов самых тяжелых элементов — урана, тория и тяжелых изотопов многих более легких элементов удалось только после обнаружения элементов эйнштейния (Ζ = 99) и и фермия (Ζ = 100) в продуктах термоядерного взрыва, произведенного США в ноябре 1952 г. у атолла Эниветок в Тихом океане.

Рис. 43. Схема изотопов трансурановых элементов, образовавшихся при взрыве термоядерной бомбы.

Впоследствии оказалось, что при мгновенном воздействии исключительно интенсивного потока нейтронов, образующихся при взрыве термоядерной бомбы, на уран получаются заурановые элементы, включая фермий. Схема этого процесса приведена на рис. 43. Видно, что ядро U²³⁸ присоединяет до 17 нейтронов, что приводит к образованию изотопов с массами от 239 до 255. Такой процесс протекает за время, равное нескольким микросекундам, поэтому β¯-распад не может воспрепятствовать образованию этих изотопов, так как он протекает значительно медленнее процесса присоединения нейтронов. После прекращения действия нейтронов образующиеся тяжелые изотопы урана претерпевают β^—-распад и превращаются в изотопы трансурановых элементов.

После обнаружения этого очень интересного факта возникла идея о том, не может ли процесс быстрого присоединения нейтронов протекать в условиях звезд, особенно при их вспышках. На помощь вновь пришли данные астрофизиков. Наблюдения над вспышкой Сверхновой в спиральной туманности NGC 4725 в 1940 г. показали, что ее светимость в течение примерно 600 дней спадала по экспоненциальному закону с периодом полураспада 55 дней, хотя большая часть энергии испускалась в первые пять дней (рис. 44). Затем по истечении 600 дней светимость в продолжение многих лет изменялась незначительно. В настоящее время установлено, что общая энергия, выделяемая при вспышках Сверхновых звезд такого типа, составляет 10⁴⁹ эрг. Однако основная часть этой энергии выделяется в первые дни. Энергия, обусловленная экспоненциальным уменьшением светимости, равна 10⁴⁷ эрг.

Поскольку светимость Сверхновых спадает по экспоненциальному закону [см. уравнение (10)], то источником энергии таких звезд может быть, по-видимому, только распад радиоактивных ядер. В настоящее время мы имеем данные о периодах полураспада различных радиоактивных ядер всех химических элементов. Эти данные свидетельствуют о том, что с периодом полураспада 55 дней распадаются только изотопы Be⁷, Sr⁸⁹ и Cf²⁵⁴. Распад какого же из этих ядер обусловливает светимость Сверхновых звезд? Средняя энергия, испускаемая при распаде Be⁷, равна около 57 кэв, следовательно, чтобы обеспечить выделение энергии 10⁴⁷ эрг, в звезде должно образоваться около 10¹³ г ядер Be⁷. Если в среднем Сверхновые вспыхивают один раз в 500 лет, то за время существования нашей Галактики (около 5 млрд, лет) общее количество изотопа Li⁷, образующегося при К-захвате Be⁷, должно приближаться к 70 000 солнечных масс. Эта величина более чем в 100 раз превышает наблюдаемую распространенность этого элемента. Поэтому вряд ли Be⁷ может быть источником энергии Сверхновых звезд.

Рис. 44. Зависимость светимости Сверхновой звезды от времени.

То же самое можно сказать и об изотопе Sr⁸⁹. Наблюдаемая распространенность стабильного продукта его распада Y⁸⁹ почти в 100 раз меньше по сравнению с тем количеством, которое должно образоваться при вспышках Сверхновых. Кроме того, в этом случае непонятно, почему процесс быстрого захвата нейтронов остановился на стронции и как тогда объяснить механизм образования ядер урана и тория?

Наиболее правдоподобна гипотеза о том, что при вспышках Сверхновых синтезируются ядра Cf²⁵⁴, которые обнаружены при взрыве водородной бомбы (см. рис. 43). Следовательно, возможность образования изотопов калифорния в процессе быстрого захвата нейтронов доказана экспериментально. Расчеты показывают, что при вспышках Сверхновых за время существования нашей Галактики должно образоваться 600 солнечных масс Cf²⁵⁴. Известно, что этот изотоп распадается только путем спонтанного деления, при котором образуются продукты, аналогичные продуктам деления U²³³ тепловыми нейтронами (см. рис. 9).

Наблюдаемая распространенность этих изотопов не противоречит возможности образования при спонтанном делении Cf²⁵⁴, синтезированного при вспышки Сверхновых.

В настоящее время еще окончательно не решен вопрос о природе ядерных реакций, которые приводят к вспышкам Сверхновых звезд. Один из вариантов теорий вспышки Сверхновой можно представить следующим образом. Рассмотренные выше равновесные процессы, приводящие к синтезу элементов группы железа, являются, как правило, экзотермическими. Так как равновесные реакции протекают за очень короткое время, то и тепло, выделяемое в них, может очень быстро увеличить температуру вещества промежуточного слоя, которое состоит из легких элементов. В этом слое протекают термоядерные процессы типа углеродно-азотного и натриево-неонового циклов.

При резком повышении температуры возрастает, как мы уже указывали, и скорость ядерных реакций, а мгновенное выделение огромного количества энергии в этих реакциях может привести к взрыву оболочки звезды или вспышке Сверхновой, подобно вспышке Новых звезд, только более мощного масштаба.

Расчетные данные убедительно показывают, что в реакции С ¹²(р, γ)N¹³ или Ne²⁰(p, γ)Na²¹ выделяется энергия, равная примерно 10¹⁷ эрг на грамм вещества звезды. Такое количество выделяемой энергии может обеспечить скорость расширения оболочки звезды более 1000 км/сек, что непременно приведет к внезапному взрыву звезды.

Повышение интенсивности термоядерных реакций может повлечь за собой появление интенсивного потока нейтронов за счет реакций Ne²¹(α, п)Mg²⁴. Эта реакция при температуре свыше миллиарда градусов протекает в течение 1 сек. Мощность нейтронных потоков будет зависеть только от количества ядер Ne²¹. Были произведены расчеты, в которых предполагалось, что содержание ядер водорода, гелия, углерода, азота, кислорода и неона в оболочке звезды перед взрывом примерно одинаково, а содержание ядер железа в 1000 раз меньше. Оказалось, что при этих условиях число нейтронов должно в сотни раз превышать количество атомов железа. Следует отметить, что сечение реакции (п, γ) на изотопах железа и более тяжелых элементов значительно превышает сечения аналогичных реакций на ядрах более легких элементов, за исключением N¹⁴, для которого сечение (α, γ) — реакции велико. В связи с этим создаются благоприятные условия для быстрого последовательного присоединения ядром Fe⁵⁶ большого числа нейтронов.