В 1919 г. Резерфорду впервые удалось превратить атомное ядро одного химического элемента в другое. При облучении ядер изотопа ¹⁴N α-частицами было обнаружено появление протонов. Это означало, что происходила ядерная реакция :

¹⁴N + α  → ¹⁷O + p.

Элемент ¹⁴N превращался в ¹⁷O.

    Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды? По современным оценкам только наша галактика - Млечный Путь насчитывает около 100 млрд звезд. Звезды рождаются и в современную эпоху спустя 10-20 млрд лет после образования Вселенной. Звезды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (термин “молекулярный” означает, что газ состоит в основном из вещества в молекулярной форме). Масса вещества, сосредоточенного в молекулярных облаках, составляет значительную часть всей массы галактик. Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из ядер водорода. Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху. Большая туманность Орион - пример такого облака. Облако видимо потому, что оно освещено ближайшими звездами. Звезды образуются из отдельных неоднородностей в гигантском молекулярном облаке. Эти неоднородности имеют специальное название - компактные зоны. Типичные компактные зоны имеют размер порядка нескольких световых месяцев, плотность 3·10⁴ молекул водорода в 1 см³ и температуру ~10 K. Сжатие компактной зоны начинается с коллапса внутренней части, т.е. со свободного падения вещества в центре зоны. Гравитационная сила сближает атомы так, что сгустки становятся меньше и плотнее. “Падая” на центр притяжения, молекулы приобретают энергию и в результате взаимодействия (столкновения) вначале происходит разрушение молекул на отдельные атомы. Гравитационное сжатие увеличивает температуру сгустка. Когда соответствующая энергия превосходит энергию возбуждения атома водорода, то в результате столкновений начинают образовываться возбужденные атомы водорода. Постепенно область коллапса перемещается к периферии, охватывая всю зону. Так начинается процесс звездообразования. Переходя в основное состояние, атомы водорода начинают излучать свет с характерными для атома водорода спектральными линиями. Объект становится светящимся. Диаметры звезд имеют характерные размеры порядка нескольких световых секунд, т.е. составляют ~10^-6 поперечника компактной зоны. Масса, сравнимая с массой Солнца, накапливается в центре компактной зоны за характерное время от 100 тыс. до 1 млн лет.
    Дальнейшее сжатие вещества повышает температуру и наступает новый этап в эволюции вещества, когда оно переходит в ионизованное состояние. Излучение увеличивается на несколько порядков. Это уже не водородное излучение, а излучение с непрерывным спектром, испускаемое свободно движущимися электронами в ионизованной среде.
    Сгусток, образующийся в центре коллапсирующего облака, называют протозвездой. Компьютерное моделирование позволяет создать картину формирования протозвезды. Падающий на поверхность протозвезды газ (это явление носит название аккреции) образует ударный фронт, что приводит к разогреву газа до ~10⁶ K. Затем газ, в результате излучения, быстро охлаждается до 10⁴ K, образуя последовательные слои вещества протозвезды. Такая картина позволяет объяснить высокую светимость молодых звезд. Однако протозвезду сложно наблюдать с помощью оптических телескопов. Дело в том, что излучение ударного фронта, распространяясь от поверхности протозвезды, встречает большое количество холодного молекулярного газа и пыли, падающих на поверхность протозвезды, и в результате происходит испарение пыли, большое число перерассеяний фотонов. Холодные пылевые частицы переизлучают фотоны на более длинных волнах. Так, с одной стороны, возникает зона непрозрачности, с другой стороны, многократно перерассеянный спектр первичных фотонов смещен в инфракрасную область спектра. Длина волны излучения становится достаточно большой и пылевые частицы уже не могут сильно поглощать такое излучение. Поэтому протозвезды можно наблюдать в инфракрасном диапазоне. Возникающие проблемы связаны с тем, что только инфракрасная спектрометрия не позволяет эффективно отделять протозвезды от более старых звезд, окруженных газопылевым облаком. Требуется дополнительный анализ допплеровского смещения линий для определения скорости падения газа на поверхность протозвезды.
    Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн. K и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающие на Солнце реакции синтеза:

¹H  + ¹H → ²H + e⁺ + ν_e

требуют более высокой температуры ~10 млн. K. Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн. K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия (d ²H):

²H + ²H → ³He + n + Q,

где Q = 3.26 МэВ - выделяющаяся энергия.
    Дейтерий также как и ⁴He образуется на дозвездной стадии эволюции Вселенной и его содержание в веществе протозвезды составляет 10^-5 от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.
    Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в звезде начинают возникать конвективные потоки газа. Нагретые пузыри газа устремляются от центра звезды к периферии. А холодное вещество с поверхности спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейтерия. На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии протозвезды, разогревая её внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию протозвезды. Протозвезда с массой, равной массе Солнца, имеет радиус, в пять раз превышающий солнечный.
    Масса компактной зоны больше массы образовавшейся протозвезды. Удаление лишней массы, прекращение аккреции вещества на поверхности происходит под действием “звездного ветра”, когда рассеивается “лишнее” вещество компактной зоны, не сконцентрированное в протозвезду. Обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне. Как и протозвезда, эта звезда имеет ту же светимость, однако механизм свечения звезды теперь - гравитационное сжатие, а не термоядерный синтез или аккреция вещества на поверхности протозвезды. Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода (рис.1).

Рис. 1. Основные этапы эволюции массивной звезды (M>25M ). M - масса Солнца

    Когда температура в центре звезды повышается до 10-15 млн. K, кинетические энергии сталкивающихся ядер водорода оказываются достаточными для преодоления кулоновского отталкивания и начинаются ядерные реакции горения водорода. Ядерные реакции начинаются в ограниченной центральной части звезды. Начавшиеся термоядерные реакции сразу же останавливают дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создает давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде. Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило за счет гравитационного сжатия, то теперь открывается другой механизм - энергия выделяется за счет ядерных реакций синтеза. Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняются в течение миллиардов лет, пока происходит сгорание водорода. Это самая длительная стадия в звездной эволюции. Таким образом, начальный этап термоядерных реакций синтеза состоит в образовании ядер гелия из четырех ядер водорода. По мере того, как в центральной части звезды происходит горение водорода, его запасы там истощаются и происходит накопление гелия. В центре звезды формируется гелиевое ядро. Когда водород в центре звезды выгорел, энергия за счет термоядерной реакции горения водорода не выделяется и в действие вновь вступают силы гравитации. Гелиевое ядро начинает сжиматься. Сжимаясь, ядро звезды начинает нагреваться еще больше, температура в центре звезды продолжает расти. Кинетическая энергия сталкивающихся ядер гелия увеличивается и достигает величины, достаточной для преодоления сил кулоновского отталкивания.

Рис. 2. Эволюция массивной звезды

Рис. 3. Зависимость удельной энергии связи Eсв/A от массового числа A

    Начинается следующий этап термоядерной реакции - горение гелия. В результате ядерных реакций горения гелия образуются ядра углерода. Затем начинаются реакции горения углерода, неона, кислорода. По мере горения элементов с большим Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со все возрастающей скоростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций (рис.2).
    Если для массивной звезды (масса звезды ~ 25 масс Солнца) реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия происходит в десять раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки. Какие элементы могут образоваться в звездах в последовательной цепочке термоядерных реакций синтеза? Ответ очевиден. Ядерные реакции синтеза более тяжелых элементов могут продолжаться до тех пор, пока возможно выделение энергии. На завершающем этапе термоядерных реакций в процессе горения кремния образуются ядра в районе железа. Это конечный этап звездного термоядерного синтеза, так как ядра в районе железа имеют максимальную удельную энергию связи (рис.3). Ядерные реакции, происходящие в звездах в условиях термодинамического равновесия, существенно зависят от массы звезды. Происходит это потому, что масса звезды определяет величину гравитационных сил сжатия, что в конечном итоге определяет максимальную температуру, достижимую в центре звезды. В табл. 1 приведены результаты теоретического расчета возможных ядерных реакций синтеза для звезд различной массы.

Таблица 1

Теоретический расчет возможных ядерных реакций в звездах различной массы

Масса, M	Возможные ядерные реакции
0.08	Нет
0.3	Горение водорода
0.7	Горение водорода и гелия
5.0	Горение водорода, гелия, углерода
25.0	Все реакции синтеза с выделением энергии

Рис. 4  Диаграмма эволюции звезды

   Из таблицы видно, что полная последовательность ядерных реакций синтеза возможна лишь в массивных звездах. В звездах с массой M < 0.1M гравитационной энергии недостаточно для нагрева звездного вещества до температур, необходимых для протекания реакций горения водорода. Пока продолжается ядерная реакция горения водорода, звезда находится на главной последовательности (рис. 4). С течением времени, по мере накопления внутри звезды гелиевого “пепла”, её центральная часть начинает сжиматься и температура повышается. В процесс термоядерного горения вовлекаются все более отдаленные от центра слои звезды. Следствием связанного с этим нагрева является расширение и охлаждение внешней оболочки звезды. Её размер увеличивается, а в спектре изучения начинает преобладать красный цвет. Звезда сходит с главной последовательности и перемещается в область красных гигантов и сверхгигантов.
    Запасов водорода на Солнце при современном темпе его горения могло бы хватить на 100 млрд лет. Однако одно обстоятельство существенно сокращает стадию горения водорода на Солнце. Дело в том, что водород сгорает фактически только в центральной части Солнца, а там запасов его хватит на 5 - 6 млрд лет.
    То есть через 5 - 6 млрд лет Солнце должно превратиться в красный гигант. На этом этапе радиус Солнца возрастет примерно в 200 раз. Внешняя оболочка Солнца сначала достигнет Меркурия, потом Венеры и приблизится к Земле, но, по-видимому, не захватит её орбиты. Солнце вступит в сложную стадию циклов сжатия и расширения, не поддающихся точному расчету.
    На стадии нарушения динамического равновесия происходят периодические извержения звездного вещества в окружающее пространство. При этом звезда теряет внешнюю оболочку и остается после завершения всех возможных термоядерных реакций в виде центрального ядра. Дальнейшая судьба звезды определяется массой этого ядра. Если она < M (это имеет место при начальной массе звезды < 8M), остаток звезды (ядро) за счет гравитационного сжатия уменьшается в размерах и превращается в белый карлик. Изолированная звезда может пребывать в состоянии белого карлика неограниченно долго, постепенно остывая. Динамическое равновесие вещества в белом карлике достигается за счет равновесия между гравитационными силами и давлением вырожденного электронного газа.
    Если начальная масса звезды превышает 10M, конечной стадией её эволюции является так называемый “взрыв сверхновой”. Когда в массивной звезде иссякают ядерные источники энергии, гравитационные силы продолжают сжимать центральную часть звезды. Давления вырожденного электронного газа недостаточно для противодействия силам сжатия. Сжатие приводит к повышению температуры. При этом температура поднимается настолько, что начинается расщепление ядер железа, из которого состоит центральная часть (ядро) звезды, на нейтроны, протоны и -частицы. При таких высоких температурах ( T ~ 5·10⁹ K) происходит эффективное превращение пары протон + электрон в пару нейтрон + нейтрино. Так как сечение взаимодействия низкоэнергичных нейтрино (E_ν < 10МэВ) с веществом мало (σ  ~ 10^-43 см²), то нейтрино быстро покидают центральную часть звезды, эффективно унося энергию и охлаждая ядро звезды. Распад ядер железа на более слабо связанные фрагменты также интенсивно охлаждает центральную область звезды. Следствием резкого уменьшения температуры в центральной части звезды является окончательная потеря устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние нейтронную звезду или черную дыру. Происходит взрыв сверхновой с выделением огромной энергии. В результате образования ударной волны внешняя оболочка нагревается до температуры ~ 10⁹ K и выбрасывается в окружающее пространство под действием давления излучения и потока нейтрино. Невидимая до этого глазом звезда мгновенно вспыхивает. Энергия, излучаемая сверхновой в видимом диапазоне, сравнима с излучением целой галактики. В качестве примера можно привести Крабовидную туманность, представляющую собой остатки от взрыва сверхновой, наблюдавшегося в Китае и Корее в 1054 г. Крабовидная туманность, обнаруженная в телескоп в 1731 г., и в настоящее время продолжает расширяться в пространстве, занимая область диаметром в несколько световых лет на месте описываемого в древних рукописях взрыва.
    В конце февраля 1987 г. был зафиксирован взрыв сверхновой, произошедший в одной из ближайших галактик Большом Магеллановом Облаке (БМО), отстоящей от нашей галактики на 170 000 световых лет. Оболочка сверхновой была выброшена взрывом со скоростью несколько десятков тысяч километров в секунду. На месте сверхновой, получившей обозначение SN 1987A, ранее наблюдался голубой сверхгигант с массой
16M.
    В момент взрыва сверхновой температура резко повышается и во внешних слоях звезды происходят ядерные реакции так называемый взрывной нуклеосинтез. В частности, образующиеся интенсивные потоки нейтронов приводят к появлению элементов в области массовых чисел A > 60. Взрыв сверхновой довольно редкое событие. В нашей Галактике, насчитывающей ~ 10¹¹ звезд, за последние 1000 лет было замечено всего 3 вспышки сверхновых. Однако частота вспышек сверхновых и количество вещества, выбрасываемого в межзвездное пространство, вполне достаточны для объяснения интенсивности космических лучей. После взрыва сверхновой уплотнившееся ядро звезды может образовать нейтронную звезду или черную дыру в зависимости от массы вещества, оставшегося в центральной части взорвавшейся сверхновой.
    Таким образом, внутри звезды происходит переплавка водорода в более тяжелые элементы. Затем образовавшиеся элементы рассеиваются в окружающее пространство в результате взрыва сверхновых звезд или в менее катастрофических процессах, происходящих в красных гигантах. Выброшенное в межзвездное пространство вещество используется снова в процессе образования и эволюции звезд второго и последующих поколений. В процессе эволюции звезд населения I и населения II происходит образование все более тяжелых элементов.
    Особое место в объяснении происхождения элементов занимает проблема синтеза легких элементов гелия, лития, бериллия и бора. После водорода гелий наиболее распространенный элемент. Во Вселенной в целом на 10 ядер водорода приходится одно ядро гелия. Величина эта практически постоянна для различных областей Вселенной и различных объектов. Такое постоянство отношения распространенностей ядер H и He делает весьма привлекательной гипотезу об образовании гелия в первые минуты существования Вселенной в дозвездную эпоху в процессе первичного нуклеосинтеза. Поэтому в моделях, рассматривающих ядерный нуклеосинтез в звездах населения II, обычно исходят из того, что первичный состав вещества включает в себя водород и гелий в отношении 10:1. Такой первичный состав ядер сразу же приводит к трудностям в написании цепочки ядерных реакций, в которых могут образовываться более тяжелые элементы. Проблема заключается в том, что реакции между двумя ядрами водорода, двумя ядрами гелия, ядром водорода и ядром гелия приводят либо к несвязанным системам ²He, ⁵Li, либо к образованию ядра ⁸Be, имеющего время жизни 10^-16 с:

¹H + ¹H → ²He + γ,
¹H + ⁴He → ⁵Li + γ,
⁴He + ⁴He → ⁸Be + γ.

    Реакция, с которой начинается цепочка формирования тяжелых ядер, является реакцией взаимодействия двух ядер водорода с образованием дейтерия:

¹H + ¹H → ²He + e⁺ + ν_e,

    Эта реакция никогда не наблюдалась в земных условиях, так как она протекает за счет слабого взаимодействия. Малая величина сечения этой реакции объясняет, почему стадия горения водорода - самая продолжительная стадия в звездной эволюции.
    Объяснение образования лития, бериллия и бора наталкивается на трудности, связанные с тем, что эти ядра имеют малую энергию связи. Поэтому в недрах звезд они должны эффективно разрушаться, а не образовываться. По-видимому, большая часть лития также образовалась в эпоху первичного нуклеосинтеза. Образование бериллия, бора, и частично лития может происходить в результате взаимодействия энергичных космических лучей с газопылевой средой Галактики и в результате взаимодействия малоэнергичных протонов с веществом, выбрасываемым с поверхности звезд.
    Образование химических элементов в звездах является одним из важных выводов современной астрофизики. Ядерная теория происхождения элементов описывает распространенность различных элементов во Вселенной, исходя из свойств этих элементов с учетом физических условий, в которых они могут образовываться. Таким образом, вопросы нуклеосинтеза тесно связаны, с одной стороны, с вопросами строения и эволюции звезд и Вселенной, с другой стороны - со свойствами ядерных взаимодействий.
    Существует ряд сложных до сих пор нерешенных проблем, которые не позволяют пока сформулировать полную теорию образования и эволюции элементов во Вселенной:

1. Проблема описания масс первичных звезд, их изменения во времени и в пространстве.
2. Недостаточность сведений о сечениях ядерных реакций при низких энергиях.
3. Трудность корректного учета реакций, происходящих за счет слабых взаимодействий, при описании всей совокупности ядерных реакций, ответственных за формирование элементов в районе железного максимума и более тяжелых элементов.
4. Отсутствие сведений о сечениях ядерных реакций под действием нейтронов на радиоактивных ядрах. Эта проблема возникает при корректном описании распространенности элементов, образующихся в r-процессе.
5. Дальнейшее уточнение механизмов, приводящих к взрывам сверхновых.

    В последние годы существенно обогатился арсенал средств, с помощью которых изучаются галактики, звезды, межзвездное и межгалактическое пространство. К уже ставшими традиционными методам, таким как оптическое наблюдение, наблюдения в радиодиапазоне, детектирование микроволнового, ультра-фиолетового и рентгеновского излучений, добавились методы детектирования космических частиц на спутниках и космических аппаратах, нейтринная астрономия, детектирование высоко-энергичных -квантов. Все это позволило получить важную дополнительную информацию о строении и эволюции Вселенной, значительно расширило роль ядерной физики и физики частиц в объяснении многообразия явлений, происходящих во Вселенной. Так, например, небольшая (~ 10^-4), но надежно установленная анизотропия реликтового космического излучения может быть понята на основе взаимодействий высокоэнергичных частиц в ранней Вселенной.
    Разбегание галактик, реликтовое излучение, распространен-ность легких элементов ^1,2H, ^3,4He, ⁷Li являются сильными аргументами в пользу гипотезы, согласно которой современная Вселенная сформировалась в результате эволюции из очень плотного и нагретого состояния в процессе адиабатического расширения. Реликтовое излучение и первичный нуклеосинтез дают нам информацию о событиях, происходивших во Вселенной ~ 10-20 млрд лет назад.