Процесс мгновенного присоединения ядром Fe⁵⁶ большого количества нейтронов может привести к образованию изотопов всех элементов, вплоть до самых тяжелых — тория, урана и трансурановых элементов, в том числе Cf²⁵⁴. Этот процесс, по-видимому, протекает за 10—100 сек и предшествует вспышке Сверхновых звезд. При этом возникают и тяжелые изотопы всех элементов, например редкоземельных, которые не могут образоваться при медленном процессе захвата нейтронов. Из рис. 40 видно, что к ним относятся Се¹⁴², Nd¹⁴⁸, Nd¹⁵⁰ и Sm¹⁵⁴. Эти и им подобные изотопы ни в каком другом ядерном процессе, кроме быстрого присоединения нейтронов, не могут быть синтезированы. Поэтому наличие таких изотопов, а также урана и тория в веществе земной коры и метеоритах указывает, кто это вещество прошло через стадию описанных выше реакций и, следовательно, претерпело взрыв, подобный вспышке Сверхновой звезды.

В процессе быстрого захвата нейтронов может образоваться большинство изотопов, лежащих на пути медленного захвата нейтронов (5, рис. 40). Однако имеется группа ядер: Nd¹⁴², Sm¹⁴⁸, Sm¹⁵⁰ и другие, — которые «защищены» и образуются только в процессе медленного захвата нейтронов. Ведь в основе процесса быстрого присоединения нейтронов лежит тот факт, что ядро Fe⁵⁶ присоединяет около 200 нейтронов и образовавшиеся ядра с чрезвычайно большим числом нейтронов после прекращения действия последних испытывают длинные цепочки β¯-распадов, пока не превратятся в стабильные ядра. Например, гипотетическое ядро с Α = 150 и Z≈30 постепенно превращается в Nd¹⁵⁰(Z=60). На этом процесс для данного массового числа заканчивается, поэтому изотоп Sm¹⁵⁰ с таким же массовым числом, но с большим порядковым номером (Z = 62) не может образоваться в процессе быстрого захвата нейтронов.

Наличие таких «защищенных» изотопов в веществе Земли и метеоритов свидетельствует о протекании медленных процессов захвата нейтронов.

Было рассчитано содержание всех ядер, возникших при быстром захвате нейтронов ядром Fe⁵⁶. В расчетах учитывалось возможное изменение температуры взрыва звезды в интервале от 1,45 · 10⁹ до 0,8 · 10⁹ граб, число нейтронов принималось равным 10²⁴ см²/сек. Учитывалось также изменение энергии связи нейтронов для ядер с N = 50, 82, 126 и 152, на которое мы ранее уже обращали внимание. При вычислении распространенностей содержание изотопа Те¹²⁸ в смеси принималось равным его космической распространенности—1,48 (атомная распространенность кремния 10⁶). Рассчитанная распространенность изотопов с массовыми числами от 71 до 265, образовавшихся при быстром захвате нейтронов ядром Fe⁵⁶, показана в виде кривой на рис. 45. В общем наблюдается вполне удовлетворительное согласие рассчитанных значений и средней космической распространенности этих же ядер. Это еще раз подтверждает, что процесс быстрого захвата нейтронов должен играть весьма существенную роль в образовании изотопов тяжелых элементов.

Некоторые отклонения наблюдаемых распространенностей от расчетной кривой объясняются влиянием· других ядерных процессов, например процесса медленного захвата нейтронов и спонтанного деления ядер Cf²⁵⁴ и соседних с ним элементов, которые имеют малые периоды полураспада и полностью распались за время существования Солнечной системы. Этот процесс, по-видимому, привел к завышенной распространенности ядер с массовыми числами 85–95 и 140.

Рис. 45. Рассчитанные значения распространенности атомных: ядер, образовавшихся в процессе быстрого захвата нейтронов (1), их средняя космическая распространенность (2) и средняя распространенность свинца в Солнечной системе по Л. Адлеру (3).

Из рис. 9 следует, что именно в этой области массовых чисел наблюдаются максимумы в выходах продуктов деления урана и других ядер. Радиоактивный распад «вымерших» на Земле и в метеоритах изотопов всех трансурановых элементов привел к повышению распространенности изотопов свинца и висмута с массовыми числами 206–210.

Можно даже оценить время, когда произошел взрыв звезды, из вещества которой впоследствии образовались наша Земля и метеориты. Такими «космохимическими» часами являются изотопы урана U²³⁵ и U²³⁸. Зная сечение захвата нейтронов этими изотопами и их периоды полураспада, можно по уравнению (12) рассчитать, какое количество этих ядер соответствовало взрыву. Учитывая их относительную современную распространенность, мы можем узнать число уже распавшихся ядер со времени их образования и, таким образом, подойти к оценке этого времени. Оно оказалось равным около 7 млрд. лет. Существуют также калиевые часы. Они должны показывать время, которое прошло с тех пор, когда вещество Земли и метеоритов «варилось» в термоядерном котле. К сожалению, сейчас мы еще не знаем величин сечений захвата нейтронов изотопов К⁴⁰ и К³⁹, по относительному содержанию которых можно было бы оценить это время.

Сейчас пока еще нет сведений о распространенности различных элементов в Сверхновых звездах перед их взрывом. Со времени постройки мощных телескопов в нашей Галактике не удалось еще зафиксировать ни одной вспышки Сверхновых звезд, а получать сведения о химическом составе таких звезд, вспыхнувших в далеких галактиках, очень трудно. Имеются только спектральные данные о составе Крабовидной туманности, которая, как уже указывалось, является остатком после взрыва Сверхновой в 1054 г. Обнаружены четкие линии кислорода, неона, гелия и очень слабые линии водорода.

Следует также иметь в виду, что сейчас наблюдают два основных типа Сверхновых звезд, природа которых различна. Мы рассматривали возможные ядерные процессы для Сверхновых типа I, которые вспыхивают в центральных частях спиральных и эллиптических галактик. В этих Сверхновых взрыв происходит, по-видимому, только в оболочке звезды, и сравнительно небольшая масса звезды выбрасывается с большой скоростью, образуя туманность, подобную Крабовидной туманности. При вспышках Сверхновых типа II выделяется энергия в тысячу раз большая, чем при вспышках Сверхновых типа I. Причины взрыва таких звезд еще неясны, но они, по-видимому, сопровождаются выбросом огромного количества вещества звезды.

В настоящее время еще окончательно не решен вопрос об источнике нейтронов для процесса быстрого захвата. В принципе, по-видимому, может быть несколько таких источников. Это обусловлено тем, что существует множество путей эволюции звезд, которые зависят от их массы, строения и характера ядерных реакций, скорости перемешивания и выброса вещества звезды. Мы только описали один из вариантов путей звездной эволюции. В различных ее вариантах могут появиться и другие источники нейтронов. Однако основной путь синтеза химических элементов, вероятно, остается при различных вариантах звездной эволюции одинаковым. В общем виде он может быть изображен следующим образом: Н→Не→С, Ne, О→ тяжелые элементы.

Мы уже указывали, что при вспышке Сверхновой часть вещества звезды выбрасывается в космическое пространство. В нем содержание тяжелых элементов больше, чем в веществе, из которого она образовалась. Так как из выброшенного вещества могут образоваться новые звезды, то в них содержание тяжелых элементов будет больше, чем у звезд предыдущего поколения. Поэтому мы и наблюдаем, что у самых молодых, сравнительно недавно образовавшихся звезд содержание тяжелых элементов максимально. С каждым новым циклом «туманность → звезда → туманность → звезда» звезды все более обогащаются тяжелыми элементами.