Под знаком кванта.

⁸Ве* + ⁴Не-+¹²С*.

Возбужденное ядро ¹²С* живет недолго — всего 10^-12 с и, испуская γ-кванты или электронно-позитронную пару, переходит в основное состояние.

Но этого времени оказывается достаточно, чтобы успело произойти необратимое объединение трех α-частиц.

При температурах Т≥10⁸ К кинетическая энергия α-частиц (0,02 МэВ) в гелиевой звезде значительно меньше энергии 0,38 МэВ, при которой выполняется условие резонанса для реакции ⁸Ве* + ⁴Не→¹²С*. Однако в недрах такой звезды всегда существует незначительная примесь очень быстрых частиц (10^-9, примерно одна частица на миллиард), для которых это условие выполнено, и этого оказывается достаточно, чтобы осуществить последовательность реакций 3α-процесса

⁴Не + ⁴Не→⁸Ве*,

⁸Be* + ⁴He→¹²C*→^I2C + γ

со скоростью в тысячу раз большей, чем горение водорода.

3α-процесс был предсказан в 1952 г. американским теоретиком Эдвином Эрнестом Солпитером (р. 1924 г.) и лишь впоследствии подтвержден всей совокупностью наблюдаемых данных. Теперь он исследован во всех деталях, но не стал от этого менее удивительным: ведь если бы массы ядер гелия и углерода отличались от действительных всего на 0,1 %, то редкое сочетание сразу двух резонансов в 3α-процессе было бы разрушено и условия нуклеосинтеза в звездах были бы иными.

Углерод — основа всех живых организмов и одно из самых привычных и необходимых веществ на Земле. Но только теперь становится ясным, от каких тонких особенностей структуры ядер и случайностей их сочетания зависит в конечном итоге и сама жизнь, и ее разумная разновидность, способная понять и оценить их смысл.

После образования углерода в гелиевом ядре звезды происходит образование других элементов: кислорода, неона и магния:

¹²C + ⁴Не→¹⁶О + γ,

¹⁶O + ⁴He→²⁰Ne + γ,

²⁰Ne + ⁴He→²⁴Mg + γ.

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

Звезды с массами М < 1,2M_ʘ заканчивают свою эволюцию на стадии образования магния и превращаются в белые карлики — звезды с массой около 0,6M_ʘ, 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∙10⁸ — 10⁹ градусов происходит синтез кремния в реакциях:

²⁴Mg + ⁴He → ²⁸Si + γ,

¹⁶О+¹⁶О→²⁸Si+α.

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 α-частицы:

²⁸Si+γ→7⁴He.

Эти α-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 β-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 висмута ²⁰⁹Вi.

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 железа ⁵⁶Fe распадается на 13 α-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 α-частицы разваливаются на протоны и нейтроны, а затем электроны вдавливаются в протоны, образуя нейтроны и испуская нейтрино:

р + е→ n+v.