Образование химических элементов в космических телах 1

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 К⁴⁰и 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.