Рис. 44. Зависимость светимости Сверхновой звезды от времени.
То же самое можно сказать и об изотопе Sr89. Наблюдаемая распространенность стабильного продукта его распада Y89 почти в 100 раз меньше по сравнению с тем количеством, которое должно образоваться при вспышках Сверхновых. Кроме того, в этом случае непонятно, почему процесс быстрого захвата нейтронов остановился на стронции и как тогда объяснить механизм образования ядер урана и тория?
Наиболее правдоподобна гипотеза о том, что при вспышках Сверхновых синтезируются ядра Cf254, которые обнаружены при взрыве водородной бомбы (см. рис. 43). Следовательно, возможность образования изотопов калифорния в процессе быстрого захвата нейтронов доказана экспериментально. Расчеты показывают, что при вспышках Сверхновых за время существования нашей Галактики должно образоваться 600 солнечных масс Cf254. Известно, что этот изотоп распадается только путем спонтанного деления, при котором образуются продукты, аналогичные продуктам деления U233 тепловыми нейтронами (см. рис. 9).
Наблюдаемая распространенность этих изотопов не противоречит возможности образования при спонтанном делении Cf254, синтезированного при вспышки Сверхновых.
В настоящее время еще окончательно не решен вопрос о природе ядерных реакций, которые приводят к вспышкам Сверхновых звезд. Один из вариантов теорий вспышки Сверхновой можно представить следующим образом. Рассмотренные выше равновесные процессы, приводящие к синтезу элементов группы железа, являются, как правило, экзотермическими. Так как равновесные реакции протекают за очень короткое время, то и тепло, выделяемое в них, может очень быстро увеличить температуру вещества промежуточного слоя, которое состоит из легких элементов. В этом слое протекают термоядерные процессы типа углеродно-азотного и натриево-неонового циклов.
При резком повышении температуры возрастает, как мы уже указывали, и скорость ядерных реакций, а мгновенное выделение огромного количества энергии в этих реакциях может привести к взрыву оболочки звезды или вспышке Сверхновой, подобно вспышке Новых звезд, только более мощного масштаба.
Расчетные данные убедительно показывают, что в реакции С 12(р, γ)N13 или Ne20(p, γ)Na21 выделяется энергия, равная примерно 1017 эрг на грамм вещества звезды. Такое количество выделяемой энергии может обеспечить скорость расширения оболочки звезды более 1000 км/сек, что непременно приведет к внезапному взрыву звезды.
Повышение интенсивности термоядерных реакций может повлечь за собой появление интенсивного потока нейтронов за счет реакций Ne21(α, п)Mg24. Эта реакция при температуре свыше миллиарда градусов протекает в течение 1 сек. Мощность нейтронных потоков будет зависеть только от количества ядер Ne21. Были произведены расчеты, в которых предполагалось, что содержание ядер водорода, гелия, углерода, азота, кислорода и неона в оболочке звезды перед взрывом примерно одинаково, а содержание ядер железа в 1000 раз меньше. Оказалось, что при этих условиях число нейтронов должно в сотни раз превышать количество атомов железа. Следует отметить, что сечение реакции (п, γ) на изотопах железа и более тяжелых элементов значительно превышает сечения аналогичных реакций на ядрах более легких элементов, за исключением N14, для которого сечение (α, γ) — реакции велико. В связи с этим создаются благоприятные условия для быстрого последовательного присоединения ядром Fe56 большого числа нейтронов.