Цепочка ядерных превращений в звёздах, начинающаяся с лёгких элементов и заканчивающаяся ядрами железа, очень сложна. Я приведу пару примеров, чтобы проиллюстрировать, как это происходит. Наиболее известным примером является реакция синтеза, которая превращает водород в гелий. Здесь впервые вступает в игру слабое взаимодействие (диаграммы с участием W и Z-бозонов). Первым шагом является столкновение двух протонов.
[63] При столкновении двух протонов может произойти множество разных событий, но среди фейнмановских диаграмм для Стандартной модели можно найти одну, которая даёт на выходе протон, нейтрон, позитрон и нейтрино.
Позитрон находит блуждающий где-то по недрам звезды электрон, и они взаимоуничтожаются, превращаясь в фотоны, которые в конце концов вносят вклад в общую тепловую энергию звезды. Нейтрино свободно ускользает из звезды, уносясь со скоростью, почти равной скорости света. На месте реакции остаются склеенный друг с другом протон и нейтрон, образующие ядро изотопа водорода, называемого дейтерием.
Следующий, третий протон, встречаясь с ядром дейтерия, прилипает к нему. Ядро, состоящее из двух протонов и одного нейтрона, является изотопом гелия, называемого «гелий-три» (3He), но это ещё не тот гелий, который мы используем для надувания воздушных шаров. Знакомый нам гелий называется «гелий-четыре» (4He).
История продолжается: два ядра 3He сталкиваются. Вместе они содержат четыре протона и два нейтрона. Но четыре протона и два нейтрона не могут образовать стабильное ядро, поэтому два лишних протона покидают место столкновения, а оставшиеся два протона и два нейтрона образуют ядро гелия-четыре.
Немного астрофизики
Большинство ядерных реакций, происходящих в недрах звёзд, идут по схеме столкновения протона с уже существующим ядром, что увеличивает атомный вес ядра на одну единицу. Иногда протон превращается в нейтрон, испуская позитрон и нейтрино. Иногда нейтрон распадается на протон, электрон и антинейтрино. Во всех случаях исходные ядра водорода и гелия шаг за шагом превращаются в недрах звёзд в более тяжёлые элементы.
Но что хорошего в том, что сложные элементы образуются во внутренних областях звёзд? Разумеется, научные фантасты без труда придумают какую-нибудь экзотическую форму жизни, построенную из бушующей плазмы и процветающую при температуре в несколько миллионов градусов, но обычная жизнь нуждается в более прохладной среде. К сожалению, углерод и кислород остаются запертыми в звёздных недрах в течение всей жизни звезды.
Но ведь звёзды не вечны…
В конце концов все звёзды, и наше Солнце не исключение, исчерпывают свои запасы ядерного горючего. После этого звезда начинает сжиматься под собственным весом. До исчерпания запасов топлива тепло, освобождающееся в ходе ядерных реакций, поддерживает звезду в равновесии. С одной стороны, тепловая энергия раскалённой плазмы стремится разорвать звезду на части, с другой – гравитация пытается сжать звезду в сверхплотное состояние. Звезда светит, а значит, теряет тепло, которое, однако, непрерывно восполняется за счёт ядерных реакций. Но когда ядерное топливо кончается, ничто не мешает гравитации сделать своё чёрное дело.
Существуют три варианта окончания жизни звезды. Относительно лёгкие звёзды типа нашего Солнца умирают, сжимаясь до состояния белого карлика, состоящего из более-менее обычной материи – протонов, нейтронов и электронов, – но атомные ядра и электроны в веществе белого карлика спрессованы гораздо плотнее, чем в обычном веществе. Принцип запрета Паули не даёт электронам находиться в одном и том же состоянии, и при увеличении плотности вещества они вынуждены увеличивать свои скорости. Это создаёт дополнительное давление, которое предотвращает дальнейшее сжатие. Если бы все звёзды заканчивали свою жизнь белыми карликами, то тяжёлые элементы так и оставались бы запертыми в их недрах.
Но во Вселенной есть звёзды во много раз тяжелее Солнца. Сила тяготения, сжимающая их, настолько велика, что процесс катастрофического сжатия не может остановить уже ничто, и они превращаются в чёрные дыры. Достать химические элементы из чёрной дыры ещё проблематичнее, чем из белого карлика.
Но, к счастью, имеется и третий, промежуточный вариант. Звёзды, масса которых лежит в некотором диапазоне, уже достаточно тяжелы, чтобы их сжатие не остановилось на формировании белого карлика, но недостаточно массивны, чтобы сколлапсировать в чёрную дыру. На каком-то этапе сжатия такой звезды её плотность достигает плотности атомного ядра, при этом электроны начинают «вдавливаться» в протоны, превращая их в нейтроны. В итоге звезда превращается в сверхплотный шар, состоящий из нейтронов, – нейтронную звезду. Примечательно, что заметную роль в этом процессе играет слабое взаимодействие. Протон, превращаясь в нейтрон, испускает две частицы – позитрон и нейтрино. Позитрон быстро аннигилирует с ближайшим электроном, а нейтрино навсегда покидает место катастрофы.
Я недаром упомянул катастрофу, потому что высвобождающаяся в описанном процессе энергия столь велика, что какое-то непродолжительное время светимость звезды оказывается сравнимой со светимостью целой галактики, состоящей из сотен миллиардов звёзд. Астрономы называют такое явление взрывом, или вспышкой, сверхновой.
В повседневной физике и химии нейтрино не играют существенной роли. Они могут свободно проникать сквозь гигантскую толщу вещества, например сквозь слой свинца толщиной в несколько световых лет. Солнечные нейтрино свободно проходят сквозь Землю, сквозь еду и напитки на нашем столе, сквозь наши тела, не оказывая на них никакого воздействия. Но наше существование целиком определяется существованием нейтрино. Нейтрино, высвобождающиеся при взрыве сверхновой, несмотря на свою почти полную беспомощность, столь многочисленны, что создают чудовищное давление, размётывающее не успевшее сжаться в нейтронное ядро вещество звезды во все стороны. Это приводит к тому, что часть вещества звезды вместе с накопившимися в нём за время её жизни химическими элементами выбрасывается в межзвёздное пространство.
Крабовидная туманность, являющаяся остатком сверхновой, вспыхнувшей в 1054 году
Наше Солнце – относительно молодая звезда. Возраст Вселенной составляет около 14 миллиардов лет, в то время как Солнце образовалось не более пяти миллиардов лет назад. К тому времени уже успело родиться и умереть первое поколение звёзд, наполнивших Вселенную тяжёлыми элементами, из которых сформировалась наша Солнечная система. И нам действительно повезло, что в мире существуют неуловимые нейтрино – существуют в обычном, житейском смысле этого слова.
