В скоплении Terzan 5 есть много старых звёзд малой массы (тусклые красные), но есть и более горячие, молодые звёзды большой массы, некоторые из которых смогут создавать железо и даже более тяжёлые элементы

В периодической таблице Менделеева есть более 90 элементов, естественным образом встречающихся в природе, но из всех них наиболее стабильным является железо. Синтезируя из более лёгких элементов более тяжёлые, и постепенно приближаясь к железу, вы получаете энергию; то же самое произойдёт, если вы будете расщеплять более тяжёлые элементы. Железо представляет собой наиболее стабильную конфигурацию из протонов и нейтронов среди всех пока открытых атомных ядер. И хотя это всего 26-й элемент, он представляет итоговый этап большей части реакций синтеза даже в самых крупных звёздах. Но так ли это? Именно об этом спрашивает нас читатель:

Железо называют пеплом звёздного синтеза, накапливающимся внутри звёзд, поскольку это последний элемент, получаемый в результате синтеза, который не потребляет энергии больше, чем создаёт синтез. Я читал об r-процессе и других подобных, приводящих к появлению более тяжёлых элементов в новых и сверхновых звёздах. Мой вопрос следующий – появляются ли в обычных звёздах элементы тяжелее железа, несмотря на то, что такой процесс поглощает больше энергии, чем выдаёт.

Как вы могли догадаться, ответ на этот вопрос довольно сложен; в обычных звёздах появляются элементы тяжелее железа, но очень малая их доля появляется там в результате синтеза.


Молодое звёздное скопление в регионе формирования, состоящее из звёзд очень разнообразных масс. Некоторые из них в своё время будут сжигать кремний, и в процессе этого производить железо и множество других элементов.

Все звёзды начинают с синтеза гелия из водорода – от крохотных красных карликов массой настолько маленькой, как 8% от массы Солнца, до крупнейших, самых массивных звёзд Вселенной, массой в сотни солнц. Для 75% всех этих звёзд гелий – это итог идущих в них реакций, но более массивные звёзды (и наше Солнце) переходят в фазу красного гиганта, в которой из гелия они будут синтезировать углерод. Но очень малый процент звёзд – чуть более 0,1% — оказываются самыми массивными, и способны запускать синтез на основе углерода, и далее по списку. Только эти звёзды дойдут до состояния сверхновой, синтезируя кислород из углерода, серу и кремний из кислорода, а затем входя в конечную фазу сжигания кремния перед превращением в сверхновую.


Анатомия очень массивной звезды в течение её жизни, приходящей к кульминации в виде сверхновой типа II, когда в ядре заканчивается ядерное топливо. Конечная фаза синтеза – сжигание углерода, в результате её в ядре на короткое время появляется железо и железоподобные элементы, а затем происходит взрыв сверхновой.

Это обычный жизненный цикл наиболее массивных звёзд Вселенной, но горение кремния не похоже на сталкивание двух ядер кремния вместе и появление чего-то более тяжёлого. Вместо этого происходит просто цепная реакция с добавлением к ядру кремния ядра гелия, при температурах, превышающих 3 000 000 000 K, то есть более чем в 200 раз превышающих температуру в ядре Солнца. Цепная реакция происходит следующим образом:

• Кремний-28 и гелий-4 дают серу-32,
• Сера 32 и гелий-4 дают аргон-36,
• Аргон-36 и гелий-4 дают кальций-40,
• Кальций-40 и гелий-4 дают титан-44,
• Титан-44 и гелий-4 дают хром-48,
• Хром-48 и гелий-4 дают железо-52,
• Железо-52 и гелий-4 дают никель-56, и
• Никель-56 и гелий-4 дают цинк-60.

Обратите внимание, что железа-56 тут не появляется, и тому есть две причины.


Железо и железоподобные элементы, его окружающие, в основном получаются в последние моменты жизни ультрамассивной звезды, незадолго до взрыва сверхновой, в процессе, возникающем во время сжигания кремния.

Одна из них ясна из периодической таблицы – в указанной её части в ядрах элементов слишком мало нейтронов для имеющегося у них количества протонов. К примеру, железо-52 нестабильно; оно испускает позитрон и распадается до марганца-52, двигаясь вниз по таблице (затем марганец испускает ещё один позитрон и распадается до стабильного хрома-52). Никель-56 тоже нестабилен и распадается до кобальта-56, который распадается до железа-56 – именно так мы и приходим к наиболее стабильному элементу периодической таблицы. Цинк-60 распадается сначала до меди-60, которая распадается до никеля-60. Все эти конечные продукты стабильны, поэтому эти звёзды – даже до того момента, как случится сверхновая – могут производить кобальт, никель, медь и цинк, и всё это тяжелее железа.


Железо-56 может быть самым плотно упакованным ядром, с самым большим количеством связующей энергии на нуклон. Однако чуть более или менее тяжёлые элементы почти настолько же стабильны и сильно связаны, и различия между ними в этом смысле весьма малы.

Но если это не предпочтительно энергетически, как же это возможно? Посмотрите на график чуть выше, на котором показана связующая энергия в пересчёте на нуклон для каждого из атомных ядер. Отметьте, насколько плоский график становится в районе железа-56; у многих элементов с обеих сторон энергия связи получается почти такой же. Теперь посмотрите налево, найдите там гелий-4. Что вы видите?

Гелий-4 не так сильно связан, как любое ядро в районе железа-56. Поэтому несмотря, к примеру, на то, что у цинка-60 энергия связи на нуклон будет меньше, чем у никеля-56, у него всё равно больше энергии связи на нуклон, чем у никеля-56 совместно с гелием-4. И в сумме реакция получается с положительным выходом. В результате, в последние моменты жизни звезды, перед сверхновой, в ней содержится смесь всех элементов вплоть до цинка: на четыре позиции более тяжёлого, чем железо.


Слева – иллюстрация внутренностей массивной звезды на последних стадиях её жизни, перед сверхновой, во время сжигания кремния. Справа – изображение с телескопа Chandra, где видно остатки сверхновой Кассиопея A, и присутствуют такие элементы, как железо (синий), сера (зелёный) и магний (красный).

Тогда вы можете спросить о более тяжёлых элементах. Возможно ли, например, добавить ещё одно ядро гелия-4 к цинку-60, и получить германий-64? В каких-то остаточных количествах, вероятно, но не в больших объёмах. Всё дело в том, что разница в энергиях получается почти нулевой. И что более важно, у вас уже заканчивается время. Для экстремально массивной звезды длительность её различных жизненных этапов получается следующей:

• Синтез из водорода: миллионы лет,
• Синтез из гелия: сотни тысяч лет,
• Синтез из углерода: от сотен до тысячи лет,
• Синтез из кислорода: от месяцев до одного года,
• Синтез из кремния: от нескольких часов до одного-двух дней.

Иначе говоря, последняя стадия, в которой появляется железо и железоподобные элементы, не продолжается слишком долго для того, чтобы процесс пошёл куда-то дальше.


Спиральная структура вокруг старой гигантской звезды R Скульптора образовалась благодаря ветрам, сдувающим внешние слои звезды во время АВГ-фазы, где возникает и улавливается огромное количество нейтронов (от синтеза углерода-13 с гелием-4).

Но если вы хотите рассмотреть процессы, происходящие внутри массивной звезды, в которой уже появились железо и железоподобные элементы, то у вас получится пройти всю дорогу вплоть до свинца и висмута. Видите ли, после того, как во Вселенной взорвались сверхновые, у нас появляется достаточно много железа, кобальта, никеля, и т.п. – и эти тяжёлые элементы оказываются внутри новых поколений формирующихся звёзд. В звёздах массой от 60 до 1000% солнечной (при этом обычно недостаточно массивных для того, чтобы стать сверхновыми), может происходить синтез из углерода-13 и гелия-4, и в результате появляться кислород-16 и свободный нейтрон, а звёзды, которые дойдут до стадии сверхновой, будут синтезировать из неона-22 и гелия-4 магний-25 и свободный нейтрон. В обоих этих процессах могут появляться всё более и более тяжёлые элементы, вплоть до свинца, висмута и даже (временно) полония.


График последнего этапа s-процесса (медленного захвата нейтронов). Красные горизонтальные линии с кружочком справа – это захват нейтронов; синие стрелки, направленные влево и вверх – бета-распад; зелёные стрелки, направленные влево и вниз – альфа-распад; светло-зелёные стрелки, направленные вправо и вниз – захват электронов.

Возможно, иронично, что именно звёзды большой массы производят большое количество лёгких элементов (вплоть до рубидия и стронция – элементов №№ 37 и 38), а звёзды малой массы (не превращающиеся в сверхновые), проведут вас до конца этого пути, до свинца и висмута. Технически это будет не реакция ядерного синтеза – это будет захват нейтронов, но именно так и появляются всё более и более тяжёлые элементы. Метафорически говоря, главная причина того, почему звёзды малой массы могут достичь таких больших высот – это время.


Периодическая таблица с указанием происхождения элементов в Солнечной системе:

• Синий – синтез во время Большого взрыва,
• Зелёный – умирающие звёзды малой массы,
• Жёлтый – взрывы массивных звёзд,
• Розовый – расщепление благодаря космическим лучам,
• Фиолетовый – слияние нейтронных звёзд,
• Белый – взрывы белых карликов.

Звёзды малой массы остаются в этом состоянии получения нейтронов десятки и даже сотни тысяч лет, а звёзды, которым суждено стать сверхновыми, производят нейтроны всего сотни лет, если не меньше. Энергетические вопросы играют очень важную роль в синтезе; даже при температурах в миллиарды градусов реакции проходят в энергетически предпочтительном направлении. Но драгоценное время служит наиболее жёстким ограничением для построения всё более тяжёлых элементов. Невероятно, но с правильным сочетанием захвата нейтронов и ядерного синтеза, почти половину всех элементов после железа можно получить в звёздах, без всяких сверхновых или объединения нейтронных звёзд.

Итан Сигель – астрофизик, популяризатор науки, автор блога Starts With A Bang! Написал книги «За пределами галактики» [Beyond The Galaxy], и «Трекнология: наука Звёздного пути» [Treknology].

ЧаВо: если Вселенная расширяется, почему не расширяемся мы; почему возраст Вселенной не совпадает с радиусом наблюдаемой её части .