Дальнейшая эволюция Вселенной связана с образованием звезд, которое происходило

впрошлом и продолжается в разных облас- тях Вселенной и в настоящее время. Звез- ды конденсируются под действием гравита- ционных сил из гигантских газовых облаков,

вкоторых газ находится, в основном, в ато- мной и молекулярной форме. Эти газовые облака первичного вещества состоят преи- мущественно из водорода с небольшой примесью дейтерия и гелия, образовавших-

ся в дозвездную эпоху.

Компьютерное моделирование позволяет создать картину формирования звезд. Звезды образуются из отдельных неоднородностей (сгустков, или "ком- пактных зон") в облаке. Гравитационная сила сбли- жает атомы так, что сгустки становятся меньше и плотнее. Двигаясь к центру притяжения, молекулы приобретают энергию и, сталкиваясь с другими мо- лекулами, разрушаются на атомы. Гравитационное сжатие увеличивает температуру сгустка. Когда со- ответствующая энергия превосходит энергию воз- буждения атома водорода, сгусток начинает излу- чать свет с характерными для водорода спектраль- ными линиями. Дальнейшее сжатие вещества по- вышает температуру, и вещество переходит в иони-

зированное состояние - плазму, которая дает уже непрерывный спектр излучения - возникает объ- ект, называемый протозвездой.

Когда масса протозвезды становится срав- нимой с массой Солнца (на это требуется время примерно от 100 тысяч до миллио- на лет), температура в ее центре достига- ет примерно 1 млн К, и начинаются реак- ции термоядерного синтеза ядер дейте- рия:

2H1 + 2H1 3He2 + n,

2H1 + 3H1 4He2 + n.

Выделение энергии в результате этих ре- акций, а также продолжающееся грави- тационное сжатие приводят к дальней- шему росту температуры. Когда темпе- ратура в центре протозвезды повыша- ется до 10-15 млн К, начинаются ядер- ные реакции горения водорода. Начина- ется цепочка ядерных реакций, полу- чившая название "водородный цикл", итогом которой является превращение 4 протонов в ядро гелия-4.

Водородный цикл

7Li3 + p 8Be4 4He2 + 4He2, 7Be4 + p 8B5 + ,

8B5 8Be4 + e+ + e, 8Be4 4He2 + 4He2.

Этот момент считается переходом протозвезды в "настоящую" звезду. Излучение звезды становится настолько интенсивным, что возникает "звездный ве- тер", разгоняющий оставшееся вещество газового облака, не успевшее сконцентрироваться в звезду. Звезда приобретает стабильные размеры и свети- мость, которые для звезды с массой, близкой к сол- нечной, почти не меняются в течение миллиардов лет, пока происходит горение водорода. Это самая длительная стадия в звездной эволюции. Большая продолжительность этой стадии объясняется тем, что самая первая реакция водородного цикла, в ко- торой из двух протонов образуется дейтрон, идет за счет слабых взаимодействий, т.е. с малым сечени- ем, а, значит, медленно.

По мере истощения запасов водорода происходит накопление гелия и формируется гелиевое ядро. Следующий этап в жизни звезды - горение гелия в реакции:

+ + 12C6 + . (46.5) Продолжительность этого этапа примерно в 10 раз меньше, чем горения водорода. Еще более быс-

тро протекают следующие этапы: горение угле- рода, неона, кислорода, кремния. Конечным этапом звездного термоядерного синтеза явля- ется образование ядер железа, т.к. именно эти ядра имеют наибольшую удельную энергию связи.

Дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы. Если начальная масса звезды меньше некоторого критического значения, равного примерно 8 солнеч- ным массам, то за счет сил гравитационного сжатия

звезда уменьшится в размерах и станет "белым карликом", который, постепенно остывая, превра- тится в "черного карлика". Если же начальная мас-

са звезды превышает это критическое значение, то давление вырожденного электронного газа не смо- жет противодействовать силам гравитационного сжатия, электроны будут "вдавлены" в протоны, произойдет превращение пары протон-электрон в пару нейтрон-нейтрино, звезда коллапсирует в сильно сжатое состояние с выделением огромной

энергии: произойдет то, что в астрономии называ- ется взрывом сверхновой звезды.

В момент взрыва возникают мощные потоки нейтронов, которые и приво- дят к появлению элементов с массо- выми числами больше 56. Взрыв сверхновой - довольно редкое собы- тие. Однако количество выбрасывае- мого в межзвездное пространство вещества таково, что как раз и позво- ляет объяснить распространенность тяжелых элементов во Вселенной.