Ни в коем случае. Солнце выбрасывает лишь электроны, протоны, ядра гелия, а доля более тяжелых элементов в «солнечном ветре» невелика. Правда, изредка встречаются «коптящие» звезды – массивные красные сверхгиганты высокой светимости с раздутыми холодными атмосферами, охваченными бурной конвекцией. Эти звезды действительно выбрасывают углерод, причем в виде пыли – отсюда и название. Но не так уж много того углерода. И как быть с остальными элементами?
Типичный красный гигант оканчивает свое существование превращением в белый карлик – крошечную звездочку низкой светимости. Внешние же области красного гиганта отделяются от него с небольшими (порядка десятков километров в секунду) скоростями и образуют так называемую планетарную туманность (рис. 8-10 на цветной вклейке), постепенно рассеивающуюся в пространстве[9]. Однако и планетарные туманности не могут обеспечить наблюдаемое во Вселенной (и особенно на Земле) обилие элементов.
Взрывы сверхновых звезд – вот тот «плавильный тигель», где образуются элементы тяжелее железа, и одновременно способ их доставки в межзвездную среду. Нет необходимости в рамках этой книги описывать быстротекущие (порядка одной-двух секунд) процессы, происходящие во время взрыва звезды. Описание этих процессов, к тому же далеко еще не изученных, увело бы нас слишком далеко от темы. Важно запомнить: во время этих катастрофических процессов вблизи ядра звезды при колоссальных давлениях, создаваемых ударной волной, и температурах порядка триллиона кельвинов в быстротекущих ядерных реакциях создается все разнообразие тяжелых элементов. Взрыв приводит к выбросу газовой оболочки, обогащенной этими элементами, в межзвездное пространство со скоростями от 1000 до 10 000 км/с. На месте бывшего сверхгиганта остается весьма компактный объект – нейтронная звезда, а расширяющаяся газовая оболочка постепенно тормозится о межзвездную среду (обжимая ее локальные уплотнения и стимулируя тем самым звездообразование) и мало-помалу рассеивается.
Так межзвездная среда обогащается химическими элементами. Обилие тех или иных элементов определяется прежде всего вероятностью соответствующих ядерных реакций и наличием «сырья» для их протекания. В общем и целом наблюдается понятная закономерность: чем элемент тяжелее, тем меньше его во Вселенной, хотя и тут есть свои «пики» и «провалы». Например, в земной коре не так уж мало (относительно, конечно) урана-238, несмотря на то что этот изотоп нестабилен, с периодом полураспада 4,5 млрд лет, зато ничтожно мало (десятки миллиграммов) астата. Основную причину такой «несправедливости» следует искать в конкретных ядерных реакциях, идущих при взрывах сверхновых звезд.