Нуклеосинтез: как появились химические элементы

Звёздный нуклеосинтез

Часть самых лёгких ядер, кроме первичного нуклеосинтеза, образуются в звёздах. Основным источником энергии звёзд главной последовательности является синтез гелия-4 из водорода в протон-протонном цикле и (для звёзд, более тяжёлых, чем Солнце) в CNO-цикле. В протон-протонном (pp) цикле, как промежуточные продукты, образуются дейтерий, гелий-3 и литий-7.

Гелий-4 образуется также при горении первичного дейтерия, которое может происходить даже в коричневых карликах, где ещё невозможен pp-процесс из-за слишком малых температуры и давления в центре.

Синтез более тяжёлых ядер также происходит в звёздах. Углерод-12 нарабатывается в тройной гелиевой реакции (включая её взрывообразное проявление, известное как гелиевая вспышка, в ядрах красных гигантов):

24He+24He→48Be,{\displaystyle {}_{2}^{4}{\textrm {He}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{4}^{8}{\textrm {Be}},}

48Be+24He→612C.{\displaystyle {}_{4}^{8}{\textrm {Be}}+{}_{2}^{4}{\textrm {He}}\rightarrow {}_{6}^{12}{\textrm {C}}.}

Некоторые другие лёгкие ядра (до фтора 19F включительно) могут синтезироваться в недрах относительно маломассивных звёзд в CNO-цикле.

Ядра до железа 56Fe (это ядро имеет максимальную энергию связи на один нуклон) синтезируются путём слияния более лёгких ядер в недрах массивных звёзд. В зависимости от условий, здесь задействованы такие процессы, как горение углерода (включая взрывообразное), кислорода, неона, кремния, захват ядрами альфа-частиц (альфа-процесс).

Синтез тяжёлых и сверхтяжёлых ядер идёт путём медленного или быстрого нейтронного захвата (см. s-процесс, r-процесс), вероятно в предсверхновых и при взрывах сверхновых. Образование нейтронодефицитных тяжёлых ядер идёт через p-процесс и rp-процесс (медленный и быстрый захват протонов). Захваты нейтронов и протонов сопровождаются соответственно β−- и β+-распадами образовавшихся ядер.

Экспериментальным подтверждением факта звёздного нуклеосинтеза служит низкое содержание тяжёлых элементов в старых звёздах, возникших на ранних стадиях эволюции Вселенной из материи, которая образовалась в ходе первичного нуклеосинтеза и химический состав которой не изменён звёздным нуклеосинтезом.

Взрывной нуклеосинтез

Происходит при вспышках сверхновых и других быстропротекающих процессах, связанных с потерей звездой гидростатического равновесия. Частично ответствен за образование элементов от углерода до железа и некоторой части более тяжёлых.

Взрывной нуклеосинтез

Энергия связи на нуклон для наиболее распространенных изотопов

Плавление железа является эндотермическим, оно поглощает энергию из среды, а не испускает ее. Поскольку его деление также требует ввода энергии, железо является наиболее стабильным элементом в таблице Менделеева .

Очень быстро (несколько секунд, в зависимости от массы звезды) гравитация возобладает, и сердце схлопывается само. Резко падает производство энергии; из-за уменьшения радиационного давления равновесие в звезде — между гравитационной силой, центростремительным и радиационным давлением, центробежным, — больше не поддерживается. Затем вся звезда схлопывается сама на себя, взрываясь. Плотность сердца увеличивается, пока не достигает плотности атомных ядер; что формирует состояние ядерного насыщения без атомных пустот. Впоследствии материя и энергия, поступающие в это сердце, которое больше не может интегрироваться, на данном этапе для данной критической плотности этого сердца возвращаются в норму. Затем ударная волна сметает звезду от центра к внешним слоям и снова зажигает термоядерный синтез во внешних слоях. Но когда коллапс ядра происходит в центре более массивной звезды, энергии, выделяемой при взрыве, недостаточно, чтобы вытеснить внешние слои звезды.

Именно во время этого окончательного взрыва все элементы тяжелее железа синтезируются в соответствии с двумя процессами: r-процессом (быстрое добавление нейтронов) и rp-процессом (быстрое добавление протонов). Кинетическая энергия периферии коллапсирующего ядра внезапно увеличивается беспорядочно вокруг центрального ядра; что приводит к множеству столкновений, производящих колоссальное количество энергии. При условии, что она не слишком массивна, чтобы вызвать ее полный коллапс или инволюцию по направлению к черной дыре, звезда становится сверхновой, которая под действием ударной волны сильно выбрасывает в космос тяжелые элементы, которые она синтезировала. Во время этого коллапса произойдет множество других термоядерных реакций, прежде чем их продукты будут вытеснены из звезды под действием центробежной ударной волны. Таким образом, общая масса звезды играет решающую роль в природе образующихся элементов из-за количества нейтронов, необходимых для этих слияний и производимых вторичными распадами. В качестве иллюстрации, UY Scuti, расположенный на расстоянии 9500 световых лет в созвездии Sobieski’s Ecu, в 1700 раз больше Солнца. Помимо этого, мы находим гиперновые звезды, которые соответствуют высвобождению энергии порядка сотни сверхновых.

Ссылки

• Hoyle, F. The Synthesis of the Elements from Hydrogen (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press, 1946. — Vol. 106, no. 5. — P. 343—383. — doi:10.1093/mnras/106.5.343. — Bibcode: 1946MNRAS.106..343H.
• Hoyle, F. On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 1954. — Vol. 1. — P. 121. — doi:10.1086/190005. — Bibcode: 1954ApJS….1..121H.
• Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. Synthesis of the Elements in Stars (англ.) // Reviews of Modern Physics. — 1957. — Vol. 29, no. 4. — P. 547—650. — doi:10.1103/RevModPhys.29.547. — Bibcode: 1957RvMP…29..547B.
• Meneguzzi, M.; Audouze, J.; Reeves, H. The Production of the Elements Li, Be, B by Galactic Cosmic Rays in Space and Its Relation with Stellar Observations (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 1971. — Vol. 15. — P. 337—359. — Bibcode: 1971A&A….15..337M.

Звездный нуклеосинтез

Схема эволюции недр звезд под действием ядерных реакций

Краткая схема нуклеосинтеза в звездах — в условиях с увеличивающейся температурой и плотностью при приближении к центру звезды формируются всё более тяжелые химические элементы

После образования первых химических элементов во Вселенной началась аккумуляция вещества в плотные скопления. Это произошло по причине того, что уже даже на стадии появления реликтового излучения (400 тысяч лет после наступления Большого взрыва) во Вселенной существовали неоднородности в плотности распределения материи). Из неоднородностей возникли первые звезды и галактики. Предполагается, что первые звезды во Вселенной обладали массой около 100 масс Солнца, состояли из водорода и гелия, и жили только несколько миллионов лет. За счет большой массы в недрах этих звезд формировалась высочайшая плотность, что приводило к росту температуры до нескольких миллионов или даже миллиардов градусов.  Такие условия позволяют проходить термоядерным реакциям превращения водорода и гелия в более тяжелые элементы (вплоть до железа).

Большинство энергии, которая выделяется в звездах в термоядерных реакциях связана с двумя реакциями: протон-протон цикл и CNO-цикл. Первый вид ядерных реакций характерен для звезд небольшой массы, как наше Солнце и легче. Второй вид ядерных реакций характерен для массивных звезд. Кроме того теоретиками выделяется тройная гелиевая реакция (тройной альфа процесс, в котором три атома гелия объединяются в атом углерода) и реакция горения углерода (в ходе неё атомы углерода объединяются в атомы неона, натрия, марганца или кислорода). Эти реакции выделяют намного меньше энергии, в связи с ростом удельной энергии связи атомных ядер при приближении к железному пику.

Важно отметить, что реакции, происходящие в недрах звезд за 14.8 миллиардов лет существования нашей Вселенной сгенерировали намного меньше химических элементов (по массе), чем кратковременная реакция первичного нуклеосинтеза. Так, если масса гелия в нашей Вселенной составляет около 25%, то общая масса более тяжелых химических элементов не превысила 2% от общей массы обычного вещества во Вселенной

Удельная энергия связи ядер атомов различных химических элементов в зависимости от количества протонов (порядковый номер в периодической таблице химических элементов)

Считается, что, если у звезды массой около 25 масс нашего Солнца процесс горения водорода занимает около 7 миллионов лет, то процесс горения гелия 500 тысяч лет, углерода 600 лет, кислорода 6 месяцев, а кремния только одни сутки.  В процессе подобных реакций средняя плотность в ядре звезды вырастает с одной сотой грамма до одной тонны на каждый кубический сантиметр, а температура с нескольких миллионов до нескольких миллиардов Кельвинов. Факт того, что финальной стадией термоядерных реакций в звездах является образование железа вызван тем, что на этот элемент приходится максимум удельной энергии связи ядер атомов для различных химических элементов. В результате этого после железа в ядерных реакциях энергия не выделяется, а поглощается. Аналогично дефицит легких элементов (лития, бериллия и бора) объясняется минимумом в удельной энергии связи. По этой причине эта тройка элементов активно сгорает в термоядерных реакциях.

Теоретические расчеты говорят, что образование железа возможно только у достаточно массивных звезд, у менее массивных звезд ядерные реакции не доходят до этого элемента. Так у звезд с массой около 5 масс Солнца происходит образование только водорода, гелия и углерода. Образование гелия начинается у звезд с массой не менее 70% от массы нашего Солнца. В целом же термоядерные реакции горения водорода способны начинаться лишь у объектов с массой не меньше 8% от массы нашего Солнца (предел Кумара).

О Теории Большого взрыва (ТБЗ)

Этот термин вошёл в обиход в середине 20-го века, а сама концепция выстроена на основе работ ряда учёных: Альберт Энштейн, Виллем де Ситтер, Александр Фридман, Герман Вейл, Жорж Леметр, Эдвин Хаббл и др.

Согласно теории, вся материя во Вселенной возникла за доли секунды примерно 13,8 миллиарда лет назад. Предположительно, до этого всё было сжато в крошечном объёме с бесконечной плотностью и запредельной температурой. Такое состояние называют сингулярностью. В какой-то момент из сингулярности Вселенная стала стремительно расширяться и запустились процессы, которые привели к текущему виду нашего мира.

Именно происходящее после Большого взрыва и рассматривает ТБЗ. Подробнее о ней мы писали в недавней статье, где кратко рассмотрели эволюцию Вселенной в первые мгновения её существования.

Скорость реакции

Плотность скорости реакции между частицами A и B, имеющими числовые плотности n A, B, определяется как:

r = n A n B k {\ displaystyle r = n_ {A} \, n_ {B} \, k}

где k — константа скорости реакции каждой отдельной элементарной бинарной реакции, составляющей ядерный синтез процесс:

k = ⟨σ (v) v⟩ {\ displaystyle k = \ langle \ sigma (v) \, v \ rangle}

здесь σ (v) — поперечное сечение при относительной скорости v, а усреднение проводится по всем скоростям.

Полуклассически поперечное сечение пропорционально π λ 2 {\ displaystyle \ pi \, \ lambda ^ {2}}, где λ = h / p {\ displaystyle \ lambda = h / p}- это длина волны де Бройля. Таким образом, полуклассически поперечное сечение пропорционально m E {\ displaystyle {\ frac {m} {E}}}.

Однако, поскольку реакция включает квантовое туннелирование, существует экспоненциальное затухание при низких энергиях, которое зависит от фактора Гамова EG, что дает уравнение Аррениуса :

σ (E) = S (E) E e — EGE {\ displaystyle \ sigma (E) = { \ frac {S (E)} {E}} e ^ {- {\ sqrt {\ frac {E_ {G}} {E}}}}}

где S (E) зависит от деталей ядерной взаимодействия и имеет размерность энергии, умноженную на поперечное сечение.

Затем интегрируют по всем энергиям, чтобы получить общую скорость реакции, используя и соотношение:

r V = n A n B ∫ 0 ∞ S ( E) E e — EGE 2 π (к T) 3/2 E 1/2 e — E / k T 2 E m R d E {\ displaystyle {\ frac {r} {V}} = n_ {A} \, n_ {B} \ int _ {0} ^ {\ infty} {\ frac {S (E)} {E}} \, e ^ {- {\ sqrt {\ frac {E_ {G}} {E} }}} {\ frac {2} {{\ sqrt {\ pi}} (kT) ^ {3/2}}} E ^ {1/2} e ^ {- E / kT} \, {\ sqrt { \ frac {2E} {m_ {R}}}} dE}

где m R = m 1 m 2 m 1 + m 2 {\ displaystyle m_ {R} = {\ frac {m_ {1} m_ {2}} {m_ {1} + m_ {2}}}}- это приведенная масса.

Поскольку это интегрирование имеет экспоненциальное затухание при высоких энергиях вида ∼ e — E k T {\ displaystyle \ sim e ^ {- {\ frac {E} {kT}}}}и при низких энергиях от фактора Гамова интеграл почти исчезал везде, кроме пик, называемый пик Гамова, в E 0, где:

∂ ∂ E (- EGE — E k T) = 0 {\ displaystyle {\ frac {\ partial} {\ partial E}} \ left (- {\ sqrt {\ frac {E_ {G}} {E}}} — {\ frac {E} {kT}} \ right) \, = \, 0}

Таким образом:

E 0 = (EG k T / 2) 2/3 {\ displaystyle E_ {0} = \ left ({ \ sqrt {E_ {G}}} \, kT / 2 \ right) ^ {2/3}}

Тогда показатель степени может быть аппроксимирован около E 0 как:

e — E К T — EGE ≈ е — 3 E 0 К T ⋅ ехр ⁡ (- (E — E 0) 2 4 E 0 k T / 3) {\ displaystyle e ^ {- {\ frac {E} {kT}} — {\ sqrt {\ frac {E_ {G}} {E}}}} \ приблизительно e ^ {- {\ frac {3E_ {0}} {kT}}} \ cdot \ exp \ left (- {\ frac { (E-E_ {0}) ^ {2}} {4E_ {0} kT / 3}} \ right)}

И скорость реакции приблизительно равна:

r V ≈ n A n B 4 2 3 м RE 0 S (E 0) К T е — 3 E 0 К T {\ Displaystyle {\ frac {r} {V}} \ приблизительно n_ {A} \, n_ {B} \, {\ frac {4 {\ sqrt {2}}} {\ sqrt {3m_ {R}}}} \, {\ sqrt {E_ {0}}} {\ frac {S (E_ {0})} {kT}} e ^ { — {\ frac {3E_ {0}} {kT}}}}

Значения S (E 0) обычно составляют 10-10 кэВ *b, но затухают из-за огромный фактор при использовании бета-распада из-за связи между промежуточным связанным состоянием (например, дипротон ) период полураспада и период полураспада бета-распада, как в протон-протонной цепной реакции

Обратите внимание, что типичные температуры ядра звезд главной последовательности дают kT порядка кэВ

Таким образом, предельная реакция в CNO-цикле, захват протона посредством . 7N., имеет S (E 0) ~ S (0) = 3,5 кэВ b, в то время как предельная реакция в протон-протонной цепной реакции, создание дейтерия из двух протонов, имеет гораздо более низкую S (E 0) ~ S (0) = 4 * 10 кэВ б. Между прочим, поскольку первая реакция имеет гораздо более высокий фактор Гамова и из-за относительного содержания элементов в типичных звездах, две скорости реакции равны при значении температуры, которое находится в пределах диапазона температур ядра основной -последовательность звезд.

Где происходит синтез тяжелых ядер?

Чтобы увеличить атомный номер на одну единицу, с ядром должно произойти то, что предполагали Альфер и Гамов: оно должно захватить один нейтрон и испустить электрон. Это происходит в два этапа. Сперва ядро захватывает нейтрон, масса увеличивается на единицу, но заряд не увеличивается — химически элемент остается прежним. Затем, если образовавшееся ядро неустойчиво, оно испытывает бета-распад, нейтрон превращается в протон, а заряд вырастает. Так возникает следующий элемент, четный или нечетный. Элементы от никеля до висмута (²⁰⁹Bi) возникают в результате этого процесса — он называется s-процессом (от английского slow — «медленный»). Неторопливость его связана с тем, что в обычных условиях в теле звезды мало свободных нейтронов. Наряду с медленным существует и быстрый захват нейтронов — r-процесс (rapid). Он происходит в тех случаях, когда ядро успевает до бета-распада захватить несколько нейтронов, и дает возможность для синтеза еще более тяжелых элементов, вплоть до тория и урана (трансурановых элементов во Вселенной практически нет).

Чем больше заряд ядра, тем больше нейтронов требуется, чтобы компенсировать кулоновское отталкивание положительно заряженных протонов. Легкие ядра могут быть стабильными при равном количестве протонов и нейтронов, а тяжелые требуют уже существенно большего числа нейтронов. Например, более или менее устойчивый изотоп урана, уран-238, содержит 92 протона и целых 146 нейтронов. Чтобы синтезировать такие ядра, нейтронов должно быть много. До сих пор нет четко установившегося консенсуса, где это может происходить. Где происходит термоядерный синтез, хорошо известно — в звездах. S-процесс — в больших звездах. А вот где может идти r-процесс, мы наверняка не знаем, хотя возможных объяснений немного.

Первый вариант — это вспышки сверхновых. Когда в конце эволюции массивной звезды начинается сжатие железного ядра, происходит нейтронизация вещества: электроны вдавливаются в протоны, и образуется много нейтронов.

Второй вариант — слияние нейтронных звезд. Представьте, что две нейтронные звезды крутятся друг вокруг друга, излучают гравитационные волны и сближаются. При их слиянии мы снова получим шар, содержащий большое количество нейтронов. Расчеты показывают, что там возможно образование элементов r-процесса, то есть финала Периодической таблицы.

Еще недавно многие сказали бы, что слияние нейтронных звезд — это экзотика. Но в 2017 году впервые зафиксировали импульс всплеска гравитационных волн, совпавший с коротким гамма-всплеском. Мы и раньше предполагали, что короткие гамма-всплески сопровождают слияние нейтронных звезд, но теперь у нас появились убедительные наблюдательные данные. Поскольку по гравитационным волнам можно оценить массы слившихся объектов, мы уверены, что это были именно две нейтронные звезды. Гамма-всплесков наблюдается множество, и теперь, когда два нетривиальных наблюдательных результата совпали в одной точке пространства и времени, у нас появилось мощное указание на то, что слияния нейтронных звезд — это не гипотетический процесс. Они реально происходят и, значит, могут создавать условия для запуска r-процесса.

Продолжение ——————————> .

Интересно, не правда ли?

Если хотите больше статей на тему науки, подписывайтесь на канал и ставьте лайки.

Долгосрочные прогнозы будущего Вселенной

Гипотеза о том, что у Вселенной была начальная точка, естественно, вызывает вопросы о возможной конечной точке. Если Вселенная началась с крошечной области бесконечной плотности, которая начала расширяться, означает ли это, что она будет продолжать расширяться всегда? Или однажды расширение сойдёт на нет и запустится обратный процесс, пока вся материя не сожмется обратно в сингулярность?

Точные прогнозы сегодня составить невозможно, т.к. многого мы ещё не знаем, например, насколько велика роль так называемой «тёмной материи» и насколько эволюция Вселенной зависит от неё.

Тезисно выделим такие наиболее вероятные сценарии:

Тепловая смерть. Теория говорит о том, что Вселенная будет вечно расширяться, но спустя миллиарды лет все звёзды погибнут, а новые уже не будут образовываться — останутся только остывающие белые карлики, нейтронные звёзды и чёрные дыры. Десятки триллионов лет спустя в космосе ещё может быть свет от редких остатков звёзд и горизонта событий чёрных дыр. Через гугол лет (10100) и чёрные дыры перестанут существовать — они просто испарятся.

Рекомендуем залипательный таймлапс, который описывает сценарий тепловой смерти:

• Большой разрыв. Есть и мнение, что примерно через 22 миллиарда расширение разорвёт всю материю с галактиками, звёздами, планетами, атомами и частицами. Это случится за наносекунду.
• Большое сжатие. По закону Хаббла, процесс расширения определяется плотностью Вселенной. Пока она ниже критической отметки — расширение продолжается, но если критическая отметка выше — гравитация постепенно замедлит и остановит процесс расширения, а Вселенная начнёт обратный процесс — сжатие.

Элементы, расположенные дальше группы железа, нельзя построить путем повышения температуры

Элементы, расположенные дальше группы железа, нельзя построить путем повышения температуры, так как если бы они образовались, они оказались бы менее стабильными и в ходе е-процесса вскоре снова бы превратились в элементы группы железа. Более тяжелые элементы формируются иначе: путем простой бомбардировки нейтронами, которые, не имея электрического заряда, легко захватываются ядрами. Из эксперимента известно, что отношение числа нейтронов к числу протонов в ядре должно оставаться в довольно узких пределах, зависящих от размера ядра. При бомбардировке медленными нейтронами(s-процесс) захват нейтронов идет через достаточно длительные промежутки времени, так что, когда ядро становится нестабильным из-за слишком высокого отношения числа нейтронов к числу протонов, оно успевает принять более стабильную форму, прежде чем будет захвачен очередной нейтрон.

Это осуществляется посредством внутренней конверсии нейтрона в протон с испусканием электрона, т.е. Р-частицы, для сохранения электрического заряда. Такой процесс может занять недели или даже больше-очень длительное время в масштабе скоростей ядерных превращений.
Синтез элементов посредством s-процесса может идти только до 209Bi, потому что следующее, более тяжелое ядро нестабильно вне зависимости от того, каким будет соотношение нейтронов и протонов. Это препятствие преодолевается в ходе г-процесса, при котором нейтроны захватываются так быстро, что образовавшиеся ядра не успевают распадаться до захвата очередного нейтрона. Таким способом синтезируются значительно более тяжелые ядра.

Конечно, когда бомбардировка нейтронами прекращается, богатые нейтронами ядра будут испытывать многократный Р-распад с образованием ядер, сравнительно более стабильных, но в свою очередь подвергающихся а-распаду и дальнейшему распаду на более легкие ядра. Однако в ходе г-процесса образуются также ядра 238U, 235U и 232Th, периоды полураспада которых сравнимы с возрастом Земли. Поэтому они еще не распались до пренебрежимо малых количеств. Примером тяжелого, но короткоживущего изотопа служит 244Ри, который был синтезирован, но распался; этот изотоп упоминался в связи с вопросом об интервалах времени образования метеоритов. В результате г-процесса осуществляется переход от в высшей степени нестабильных ядер, следующих непосредственно за 209Bi, к сравнительно более стабильным ядрам, имеющим более высокое массовое число.

Как проходит нуклеосинтез?

Первичный нуклеосинтез закончился через несколько минут после образования Вселенной. К этому моменту 75% массы видимого вещества приходилось на водород и примерно 25% — на гелий. Еще во Вселенной было совсем крошечное — меньше сотой доли процента — количество дейтерия (²H), гелия-3 (³He) и лития (⁷Li). Практически все более тяжелые элементы образовались в результате ядерных реакций в звездах. И хотя из этих элементов построено все, что мы видим глазами, во вселенских масштабах их даже сейчас, через 13,8 миллиарда лет, не очень много — около 2% атомного вещества.

В звездах есть несколько путей синтеза новых ядер. Базовый путь называется протон-протонным циклом. Он может идти в условиях не очень высокой плотности и температуры и характерен для наименее массивных звезд вроде Солнца (именно благодаря этому процессу оно светит) или еще меньше. Цикл начинается со слияния двух протонов в дейтерий (p⁺ + n⁰) с образованием позитрона и нейтрино. Это самая медленная реакция цикла — «бутылочное горлышко», — которая лимитирует скорость синтеза в целом. После этого в результате цепочки реакций дейтерий превращается в устойчивое ядро гелия. Интересная особенность протон-протонного цикла состоит в том, что литий, бериллий и бор — те самые элементы, которые в небольших количествах образовались в результате первичного нуклеосинтеза, — являются его промежуточными продуктами и в звездах сгорают. Поэтому, хотя в целом во Вселенной легких элементов больше, чем тяжелых, именно эти три легких элемента очень редки.

Другой путь нуклеосинтеза требует большей температуры и давления, поэтому он идет в более массивных звездах, хотя бы в два раза массивнее Солнца. Он называется CNO-циклом, и суть его в том, что ядро гелия получается из четырех протонов при их последовательных захватах ядрами различных изотопов углерода, азота и кислорода. Для нас существенно, что для запуска CNO-цикла в среде уже должен присутствовать углерод.

Углерод образуется в звездах в результате тройного альфа-процесса. Сперва две альфа-частицы (ядра гелия) сливаются, образуя ядро бериллия-8, а затем присоединяют еще одну альфа-частицу и превращаются в углерод. Интересно, что ядро бериллия-8 очень неустойчиво. Поскольку первоначальное усложнение ядерного состава происходит путем добавления альфа-частиц, невозможность накопить много ядер бериллия-8 могла бы стать причиной того, что элементы тяжелее гелия просто не образовывались бы. Но они образуются. Происходит это потому, что у ядер бериллия-8 и углерода-12 очень близкий ядерный резонанс, который позволяет тройному альфа-процессу осуществляться с довольно большой вероятностью. Этот резонанс, близкое совпадение двух чисел, не продиктован никакими физическими законами. Просто наша Вселенная так устроена, что они близки между собой.

Захват альфа-частиц, присоединение ядер гелия, позволяет возникнуть и элементам тяжелее углерода, в первую очередь кислороду, неону, магнию, кремнию, вплоть до никеля-56 (28p⁺ + 28n⁰), который далее распадается, образуя железо. Ядра тяжелее железа и никеля в термоядерных реакциях не образуются.

Важный источник тяжелых элементов — сверхновые типа Iа, которые предположительно связаны с термоядерными взрывами на белых карликах в двойных системах. Дело в том, что у белого карлика есть критическая масса — 1,4 массы Солнца. Карлик докритической массы удерживается от коллапса давлением вырожденного газа. Но если каким-то образом превысить эту массу, белый карлик теряет устойчивость, начинает сжиматься, разогреваться — получается очень большая термоядерная бомба. Происходит взрыв сверхновой, который сопровождается очень быстрым термоядерным синтезом. Основным его продуктом становится железо — финальная точка в термоядерном синтезе. Сверхновые этого типа считаются одним из главных источников железа в нашей Вселенной.

В термоядерных реакциях не образуются ядра тяжелее железа. Кроме того, в результате термоядерного синтеза не возникают нечетные элементы: в альфа-частице содержатся два протона, и она увеличивает атомный номер сразу на два. Откуда в таком случае берутся нечетные элементы?