Рис. 47. Приложение периодически действующей силы увеличивает амплитуду колебаний простого маятника от первоначально небольших значений (а) до очень больших значений (б), если только период изменения силы подобран равным собственному периоду колебаний маятника

Аналогично, чтобы достичь резонанса в реакции синтеза, нужно, как показал Хойл, чтобы возбуждённое ядро углерода имело энергию, равную суммарной энергии трёх ядер гелия. Таким образом, предложение Хойла, обращённое к физикам-ядерщикам, заключалось в том, чтобы поискать такое резонансное возбуждённое состояние углерода в лабораторных экспериментах. Ядерщики были настроены очень скептически по поводу этого предложения, но все же стали искать. Коллеги Хойла из Калифорнийского технологического института, возглавляемого Уордом Уэйлингом, экспериментально подтвердили существование предсказанного возбуждённого состояния углерода! Это блестящий пример того, как астрономические соображения приводят к открытиям в фундаментальной науке.

В этой связи нелишне заметить, что человеческое тело состоит на 65% из кислорода и на 18% из углерода (оставшуюся часть составляет в основном водород). Если элементы типа кислорода и углерода должны образовываться в звёздах, то обязательно должен существовать путь продления цепочки нуклеосинтеза дальше ⁴Не. Это соображение дополнительно побудило Хойла искать путь синтеза углерода. Как отмечал Хойл, очень любопытно, что сам факт нашего существования, по-видимому, зависит от того, существует ли подходящий энергетический уровень в ядре углерода, тот самый возбуждённый уровень, о котором говорилось выше!

Три ядра гелия объединяются в ядро углерода при температурах в интервале от 100 до 200 миллионов градусов. Поэтому процесс синтеза начинается лишь тогда, когда в сжимающемся ядре звезды будут достигнуты такие значения температуры. Ядро гелия (когда оно было впервые открыто в лабораторных опытах по изучению радиоактивности) получило название α-частицы, поэтому упомянутая выше реакция иногда называется тройным α-процессом.

Производство энергии в процессе синтеза порождает большие температуры и давления, которые приостанавливают любое дальнейшее сжатие ядра звезды. Однако распределение давления во всей звезде должно подстроиться к новой ситуация. Если вспомнить, что давление на поверхности звезды равно нулю, становится понятным, что такая перестройка раздувает внешнюю оболочку до значительно больших, чем раньше, размеров. Звезда превращается в «гиганта».

Когда Солнце достигнет этой стадии, его размеры увеличатся настолько, что внешняя поверхность поглотит все внутренние планеты и Землю. При расширении оболочки звезда к тому же охлаждается. Поэтому внешняя поверхность звезды-гиганта имеет значительно более низкую температуру, чем у звезды на главной последовательности. Как следует из соотношения между цветом и температурой, обсуждавшегося в гл. 3, звезда при этом будет выглядеть красноватой.

Рис. 48. На диаграмме Г—Р показано распределение группы звёзд шарового скопления М3 вдоль гигантской ветви. (Верхняя область называется горизонтальной ветвью, и мы её не обсуждали в тексте)

На рис. 48 показана диаграмма Г—Р для звёзд шарового звёздного скопления М3. Видны как звёзды, находящиеся на главной последовательности, так и звёзды, переходящие от неё в правую сторону и превращающиеся в красных гигантов. Общее правило состоит в том, что чем массивнее звезда, тем быстрее она эволюционирует в сторону от главной последовательности. Это объясняется тем, что с ростом массы увеличивается и температура в центре, а следовательно, ядерное горючее расходуется быстрее.

Как уже догадался читатель, гелиевое топливо тоже когда-то приходит к концу, и звезда вновь попадает в ситуацию, которая была, когда истощилось водородное горючее.

Но ещё до того, как истощится весь гелий, звезде удаётся найти выход из такого положения тем же способом, что описан ранее: увеличить температуру центрального ядра за счёт гравитационного сжатия, пока не начнётся новая реакция термоядерного синтеза. В следующей реакции к уже образовавшемуся ¹²С добавляется ещё одна α-частица и образуется ядро кислорода:

¹²C + ⁴He → ¹⁶O.

Эта реакция становится возможной при температуре свыше 200 миллионов градусов. При ещё более высоких температурах за счёт последовательного добавления ядер гелия образуются ещё более тяжёлые ядра. Так получаются ядра

¹⁶O, ²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Si, ³²S,...,

т.e. ядра кислорода, неона, магния, кремния, серы и т.д. В конце концов, два ядра кремния сливаются, образуя ядро никеля, что происходит при температуре 3,5 миллиарда градусов:

²⁸Si + ²⁸Si → ⁵⁶Ni.

По причинам, которые мы вскоре обсудим, в этом месте процесс синтеза приостанавливается. Звёздный термоядерный реактор не может работать с ядрами «группы железа», т.е. железом, кобальтом и никелем.

К этому моменту звезда достигает максимального размера, так как при истощении конкретного топлива сердцевина звезды сжимается (пока не поджигается новая реакция синтеза), а оболочка расширяется. Если в начале процесса эволюции звезда имела однородный состав и содержала преимущественно водород, то теперь в ней образовалась слоистая структура, напоминающая луковицу. Как показано на рис. 49, в центре содержатся самые тяжёлые элементы (из группы железа), а более лёгкие элементы последовательно образуют слои, если двигаться от центра наружу, к более холодным областям. Самая внешняя оболочка будет состоять преимущественно из водорода, так как там слишком холодно, чтобы могли идти какие-то реакции синтеза.

Рис. 49. Схематический разрез далеко эволюционировавшей звезды от центра к поверхности (луковичная структура звезды):Fe — железо; N1 — никель; Si — кремний; О — кислород; Ne — неон и т.д. КОНЕЦ ПУТИ

Оставим на время звёзды и вернёмся к тому вопросу, который ещё ждёт ответа: почему ядерный синтез прекращается на элементах группы железа?

Чтобы найти ответ, вспомним о двух фундаментальных силах природы, действующих между ядерными частицами. Сила электрического отталкивания действует между двумя протонами, но не затрагивает нейтроны. Ядерная сила притяжения в равной степени сильно действует между всеми протонами и нейтронами. Для маленьких ядер вроде ⁴Не вторая сила много больше первой, так что ядро крепко связано. Однако у очень тяжёлого ядра, содержащего, скажем, более 50 частиц, размеры также весьма велики. Но на больших расстояниях связывающие ядерные силы действуют не так эффективно. Кроме того, большое ядро содержит большое число протонов, так что их электростатическое отталкивание тоже становится заметным. Таким образом, ядра с массой, большей некоторой критической массы, уже не так сильно связаны, как более лёгкие ядра. Именно ядра группы железа являются самыми сильносвязанными. Если добавить в них ещё протонов или нейтронов, получатся новые ядра, уже не так сильно связанные, как ядра группы железа.

Рис. 50. Зависимость энергии связи на нуклон от числа частиц в ядре. Видно, что не все ядра одинаково стабильны. Кривая имеет максимум в области элементов группы железа (железо, кобальт, никель), которые являются наиболее стабильными. (Энергия выражена в мегаэлектрон-вольтах; 1 МэВ=1,6 • 10^-13 Дж)

На рис. 50 графически проиллюстрировано это свойство ядер. На графике построена для разных ядер «энергия связи на один нуклон». Под нуклоном имеется в виду либо протон, либо нейтрон, а энергия связи — это то количество энергии, которое нужно затратить, чтобы вырвать нуклон из ядра. Как видно из рис. 50, энергия связи на нуклон для гелия больше, чем для водорода. Это означает, что для разбивания ядра гелия и превращения его в четыре ядра водорода нужно затратить энергию. Обратно, если соединить вместе ядра водорода, получится ядро гелия и некоторый избыток энергии. Именно по этой причине звёзды получают энергию за счёт реакции синтеза. Аналогично, процессы синтеза будут работать для более тяжёлых ядер до тех пор, пока мы поднимаемся по кривой энергии связи. Как только пик достигнут (в области группы железа), дальше можно только опускаться. И теперь уже синтез не помогает.