^|2С + ⁴Не-ЛО + ?, ^,6O + ⁴He->²⁰Ne + ?. ²⁰Ne + ⁴He^²⁴Mg + Y-

К моменту образования магния весь гелий в звезде истощается, и, чтобы стали возможными дальнейшие ядерные реакции, необходимо новое сжатие звезды и повышение ее температуры. Это, однако, возможно не для всех звезд, а лишь для достаточно больших, масса которых превышает так называе-322

мый чандрасекаровский предел М = 1,2 М_о, то есть для звезд с массой, по крайней мере на 20 % превышающей массу Солнца M_Q. (Существование такого предела установил еще в 30-х годах индийский ученый Субраманьян Чандрасекар (р,. 1910 г.).)

Звезды с массами 1,2Л4₀заканчивают свою эволюцию на стадии образования магния и превращаются в белые карлики — звезды с массой около 0,6М_о, размером с нашу Землю и плотностью около тонны в кубическом сантиметре. В белых карликах электроны отделены от ядер, так что вся звезда представляет собой единый кристалл, свойства которого можно описать только с помощью уравнений квантовой механики, используя, в частности, и знаменитый принцип Паули, запрещающий двум электронам иметь одинаковые квантовые числа. Теорию белых карликов построил уже в 1926 г. Ральф Говард Фаулер (1889—1944).

В более массивных звездах при температурах 5-Ю⁸ — 10⁹ градусов происходит синтез кремния в реакциях:

²⁴Mg + ⁴He -> ²⁸Si + у,

i6_O + i6_O__>28_{Si + a}

После очередного этапа гравитационного сжатия температура повышается до 2 млрд, градусов и средняя энергия излучаемых гамма-квантов достигает 0,2 МэВ, при которой они способны разрушать ядра кремния на а-частицы: ²⁸Si+Y->7⁴He.

Эти a-частицы затем последовательно вдавливаются в ядра кремния, образуя более тяжелые элементы — вплоть до железа. На этом источники ядерной энергии внутри звезды истощаются, поскольку образование более тяжелых элементов идет не с выделением, а с затратой энергии: эволюция звездного вещества вступает в новую фазу.

Теперь ядерные реакции идут на поверхности железной сердцевины звезды, где еще сохранились несгоревшие ядра ⁴Не, ¹²С, ²⁰Ne, а также небольшое количество водорода. В некоторых из этих реакций возникают свободные нейтроны, которые поглощаются ядрами железа, и — точно так же, как в опытах Ферми,— после 0-распада нейтрона образуется новое ядро со следующим порядковым номером, то есть ядро кобальта:

⁵⁸Fe + n->⁵⁹Fe*->⁵⁹Co + е + v.

Таким же образом из кобальта образуется никель, из никеля — медь и т. д., вплоть до изотопа висмута²⁰⁹Вь

На этом возможности s-процесса (slow — медленный) образования химических элементов исчерпываются, и все элементы тяжелее висмута образуются в r-процессе (rapid — быстрый), при взрывах звезд.

Такой взрыв становится возможным, если масса звезды достаточно велика для того, чтобы силы тяготения смогли сжать и нагреть ее железную сердцевину до 4 млрд, градусов и выше. В этих условиях каждое ядро железа⁵⁶Бе распадается на 13 а-частиц и 4 нейтрона, поглощая при этом 124 МэВ энергии. Сердцевина звезды охлаждается и начинает катастрофически сжиматься под действием сил тяготения, которые теперь уже не сдерживаются давлением излучения. Происходит имплозия, взрыв внутрь, коллапс звезды. При этом вначале а-частицы разваливаются на протоны и нейтроны, а затем электроны вдавливаются в протоны, образуя нейтроны и испуская нейтрино:

р + е n +v.

Сложное взаимодействие процессов в ядре звезды и ее оболочке (еще до конца не понятое) приводит к тому, что вся звезда взрывается, сбрасывая оболочку. (Ее остатки мы потом наблюдаем в виде космических лучей.) На небе в этот момент загорается очень яркая сверхновая звезда, или просто сверхновая. Это (не вполне удачное) название предложили в 1934 г. замечательные астрономы Вальтер Бааде (1893— 1960) и Фриц Цвикки (1898—1974), и они же предположили, что при взрыве сверхновых в их центре образуется маленькая нейтронная звезда: ее масса равна примерно массе Солнца, а радиус — всего 10—13 км, то есть плотность ее достигает миллиарда тонн на кубический сантиметр.

На возможность существования нейтронных звезд впервые указал Лев Давидович Ландау (1908—1968) в 1932 г., сразу же после открытия нейтрона, но долгое время на них смотрели как на выдумку теоретиков. Прошло 35 лет, и в августе 1967 г. Жаклин Белл, аспирантка кембриджского профессора Мартина Райла, обнаружила на небе периодический источник радиоизлучения с периодом 1,3 с. Когда прошел первый испуг, вызванный мыслью о встрече с инопланетными цивилизациями, все согласились, что этот пульсар не что иное, как быстро вращающаяся нейтронная звезда. Сейчас их известно уже более двухсот. (За эти работы Мартин Райл совместно с Энтони Хьюишем удостоен Нобелевской премии 1974 г.)

Потоки нейтронов, возникающие при взрывах сверхновых, столь велики, что одно и то же ядро успевает захватить десят-

324

ки нейтронов прежде, чем произойдет 0-распад хотя бы одного из них. Именно так в свое время возникли все радиоактивные элементы, в том числе уран и торий, причем в момент начала их образования (около 10 млрд, лет назад) изотопа урана-235 было в полтора раза больше, чем урана-238.

Синтез химических элементов в звездах продолжается и сейчас. Наглядное доказательство этому нашли в 1952 г., когда обнаружили в спектре одной из звезд линии технеция: это означает, что он там непрерывно образуется, поскольку все изотопы технеция живут менее 3 млн. лет и за время существования Солнечной системы (около 5 млрд, лет) он полностью распался. (Его синтезировал только в 1937 г. один из «мальчиков» Ферми — Эмилио Сегре.)

Утверждение о том, что звезды — это тигли, в которых происходит превращение элементов, еще в конце прошлого века настойчиво повторял знаменитый английский астроном Джозеф Норман Локьер (1834—1920), открывший на Солнце гелий и давший ему имя. Его идеи и книга «Неорганическая эволюция» решительно повлияли на склад мыслей молодого Резерфорда и направление его позднейших исследований. Но в то время это была только смелая догадка, подобно гипотезе Праута о происхождении всех элементов из водорода. В конечном итоге и Праут, и Локьер оказались правы, хотя реальность много богаче их умозрительных построений.

Истинную последовательность рождения и превращения элементов удалось понять только с помощью идей и методов квантовой физики и совсем недавно — лишь в конце 50-х — начале 60-х годов — трудами Уильяма Фаулера, Фреда Хойла, Джефри и Элинор Бербидж и многих других. (Уильяму Фаулеру в 1983 г. совместно с Чандрасекаром присуждена Нобелевская премия за работы по астрофизике.) Не все детали этой грандиозной картины установлены пока одинаково надежно, но ее основа и общие контуры не вызывают сомнений. Во всяком случае уже сейчас мы можем достаточно уверенно рассчитать относительную распространенность химических элементов в космосе и убедиться, что она совпадает с наблюдаемой. (Печально знаменитое предсказание Огюста Конта о невозможности узнать состав звезд, сделанное им всего за три года до открытия спектрального анализа, выглядит на этом фоне особенно удивительным.)

Но мы можем теперь даже больше: нарисовать общую картину рождения и угасания звезд.

Для звезд с массой в 1,5—3 раза больше солнечной возможен и другой финал: после того, как в их недрах выгорит все ядерное топливо, они не взрываются, а начинают неудержимо сжиматься, происходит гравитационный коллапс звезды, и она превращается в черную дыру. Размер черной дыры определяется размером ее гравитационного радиуса, который, например, для Солнца не превышает 3 км. Гравитационное притяжение черной дыры настолько мощное, что никакой сигнал не может его преодолеть и сообщить о ее существовании. Поэтому наблюдать образование черной дыры можно только по ее воздействию на другие космические тела. И все же даже эти могильники звезд продолжают жить: со временем они «испаряются», излучая в космическое пространство энергию, причем спектр их излучения совпадает со спектром абсолютно черного тела — тем самым, с которого началась наука о квантах. К этому выводу пришел в 1974 г. английский ученый Стивен Уильям Хокинг (р. 1924 г.) — человек трудной судьбы и победившего ее большого таланта.