Как заполнялась таблица Менделеева

Дмитрий Вибе
«Природа» №4, 2019

Об авторе Дмитрий Зигфридович Вибе — доктор физико-математических наук, заведующий отделом физики и эволюции звезд Института астрономии РАН, профессор РАН, член редколлегии «Природы». Научные интересы — физика межзвездной среды, астрохимия, звездообразование.

В 2019 г. исполняется 150 лет со дня публикации одного из самых значимых научных результатов в истории человечества — Периодической таблицы элементов Д. И. Менделеева. Согласно этой таблице, точнее, периодическому закону, выражением которого она является, химические свойства элементов меняются периодически в зависимости от свойств их ядер. Сам автор открытия считал основной характеристикой ядра его массу; мы теперь знаем, что в качестве независимой переменной нужно брать не массу ядра — суммарное количество протонов и нейтронов, а его заряд — количество протонов. Если говорить еще точнее, химические свойства элемента определяются строением электронных оболочек, а в нейтральном атоме количество электронов, естественно, равно количеству протонов.

Двадцатый век с его эволюционными нововведениями заставил взглянуть на Периодическую таблицу иначе — с точки зрения происхождения химических элементов. Мы знаем теперь, что в реальном мире «обитатели» ее ячеек отличаются друг от друга не только химическими свойствами, но и содержанием, причем не только на Земле, но и во Вселенной. Правда, в деталях мы можем измерять химический состав только Солнечной системы — в том числе самого нашего светила. Однако есть веские основания полагать, что эти данные представительны и для космологических окрестностей Земли.

Свидетельства истории Вселенной

Графически содержание химического элемента в солнечной фотосфере^* традиционно показывают в виде логарифма числа атомов этого элемента в расчете на 1 млн атомов кремния [1]. Если мы обратимся к рисунку, изображающему количественные соотношения нескольких элементов в фотосфере Солнца (рис. 1), то сразу же заметим несколько закономерностей. В целом атомов элемента тем меньше, чем тяжелее его ядро. Это представляется вполне логичным: ядра состоят из нуклонов, и вероятность собрать в одном месте определенное количество нуклонов должна убывать с увеличением их числа. Однако есть несколько заметных отклонений от общего тренда. В частности, содержание лития (Li), бериллия (Be) и бора (B) оказывается существенно меньше, чем можно было бы ожидать для таких небольших ядер, а вот железо (Fe) и никель (Ni) более распространены, чем другие элементы с близкими зарядовыми числами. Содержание элементов с четными номерами вблизи ксенона (Xe) оказывается несколько выше, и ту же особенность мы наблюдаем у свинца (Pb). Наконец, в первой десятке «солнечных» элементов доминируют так называемые альфа-элементы, ядра которых состоят из целого числа альфа-частиц, в порядке убывания: гелий (альфа-частица есть не что иное, как ядро гелия), кислород, углерод, неон, кремний, магний и сера; не относятся к альфа-элементам водород, железо и азот.

Рис. 1. Зависимость содержания химических элементов в фотосфере Солнца от атомного номера

Перечисленные особенности должны в той или иной степени отражать историю появления атомных ядер в нашей Вселенной. И здесь нужно сделать одно замечание. С точки зрения химических свойств элемента важен заряд соответствующего ядра, т.е. количество в нем протонов. Между тем, изучая происхождение элемента, необходимо индивидуально рассматривать его изотопы — ядра с одинаковым количеством протонов и разным количеством нейтронов. Истории изотопов одного и того же элемента могут быть весьма различными.

Стремление ученых разгадать происхождение химических элементов тесно связано с попытками объяснить происхождение Вселенной. Изначально казалось логичным предположить, что все атомные ядра появились практически одновременно с Вселенной, сразу после Большого взрыва. Для объединения нуклонов в ядра необходимы высокие плотность и температура (чтобы обеспечить необходимую частоту столкновений); такие условия в расширяющейся Вселенной существовали очень недолго, поэтому, естественно, чем больше в ядре нуклонов, тем меньше таких ядер успело накопиться. Ключевой работой в рамках этой гипотезы считается так называемая альфа-бета-гамма-теория [2], согласно которой все ядра элементов возникли в первую пару десятков минут существования Вселенной в результате последовательного «слипания» нуклонов.

Однако эта теория сталкивается с фундаментальным препятствием, а именно с отсутствием стабильных ядер с массами 5 и 8. Время жизни ⁵He и ⁵Li составляет несколько единиц на 10⁻²² с. Ядра ⁸Be и ⁸Li лишь немногим более «долговечны». Перепрыгнуть через подобные барьеры очень нелегко, и потому современные модели первичного нуклеосинтеза предсказывают, что по его окончании Вселенная состояла почти исключительно из двух элементов — водорода и гелия, причем ядра водорода — протоны — не продукт нуклеосинтеза, а его сырье (наряду с нейтронами).

Рис. 2. Реакции первичного нуклеосинтеза. A — атомная масса, n — нейтрон, p — протон

Эволюция содержания различных атомных ядер в первые минуты после Большого взрыва управлялась очень простым набором реакций (рис. 2), параметры которых хорошо известны, и потому итог первичного нуклеосинтеза зависит главным образом от того, какую модель начальной эволюции Вселенной вы используете для расчетов. Способность теории Большого взрыва корректно предсказать содержание основных продуктов первичного нуклеосинтеза — гелия (He) и дейтерия (D) — считается одним из свидетельств в пользу ее адекватности.

Согласно современным расчетам, по окончании первичного нуклеосинтеза массовая доля гелия-4 (⁴He) составляла примерно 0,247. Прочих ядер образовалось существенно меньше: по последним данным [3], первичное содержание дейтерия (отношение числа ядер D к числу ядер водорода) было равно 2,579 · 10⁻⁵, содержание гелия-3 (³He) — 0,9996 · 10⁻⁵, содержание лития-7 (⁷Li) — 4,648 · 10⁻¹⁰, содержание лития-6 (⁶Li) — 1,288 · 10⁻¹⁴. Предсказанные теорией начальные содержания гелия-4 и дейтерия хорошо согласуются с наблюдениями. Определить путем наблюдений первичное содержание гелия-3 весьма проблематично, так что в отношении этого изотопа говорить о согласии или несогласии теории и практики пока рано. Впрочем, непреодолимых препятствий здесь не предвидится. Иное дело — ситуация с литием-7: его содержание даже в самых старых звездах примерно втрое ниже предсказанного, и что делать с этим несоответствием, пока неясно.

В любом случае дальше лития первичный нуклеосинтез не пошел. Есть отдельные модели, авторы которых попытались дотянуть первичную цепочку процессов хотя бы до бора и углерода (отчасти эти попытки мотивированы желанием решить «проблему лития»), однако даже в таких вариантах речь идет об исчезающе малых количествах названных элементов. Все остальное должно было появиться во Вселенной иным путем. И для этого нужен некий «реактор» с огромной плотностью и экстремально высокой температурой...

Звездный термоядерный синтез

Мысли о том, что таким местом с экстремальными условиями могут быть внутренние области звезд, высказывались еще в 1920-е годы, но не в связи с нуклеосинтезом, а при решении другой фундаментальной астрофизической проблемы — в ходе поиска источника звездной энергии. До наступления XX в. считалось, что излучение Солнца и других звезд можно объяснить высвечиванием их гравитационной энергии, однако подобный «генератор» в состоянии обеспечить наблюдаемую мощность солнечного излучения лишь на протяжении нескольких десятков миллионов лет. В начале XX в. благодаря геологическим данным стало известно, что Земля существует существенно дольше, а значит, есть иной, более долговечный источник солнечной энергии.

Таким источником сейчас считается термоядерный синтез, а именно реакция превращения четырех протонов (ядер водорода) в одну альфа-частицу (ядро гелия). Выделяющейся при этом энергии вполне достаточно, чтобы Солнце сохраняло светимость на протяжении доброго десятка миллиардов лет (рис. 3). Превращение водорода в гелий в звездных недрах обеспечивается двумя основными цепочками реакций. Одна из них называется протон-протонным циклом (или pp-циклом), и для ее протекания требуется только водород и высокая температура (выше 10 млн К). Температура нужна, чтобы преодолеть кулоновское отталкивание двух положительно заряженных протонов и заставить их слиться в одно ядро дейтерия (с испусканием позитрона). Дейтерий затем взаимодействует еще с одним протоном, превращаясь в ядро ³He, и в подавляющем большинстве случаев за этим следует финальная реакция: два ядра гелия-3 сливаются, превращаясь в ядро гелия-4 и два свободных протона. Именно в этой цепочке (она называется ppI) рождается больше всего энергии. Но с точки зрения нуклеосинтеза не менее интересны цепочки ppII и ppIII, в которых последовательная сборка ядра гелия из четырех протонов включает в себя в качестве промежуточных звеньев ядра лития, бериллия и бора. Одновременно с ядрами Li, Be и B, синтезированными «на месте», в цепочках ppII и ppIII разрушаются и ядра этих элементов, изначально присутствовавшие в веществе звезды.

Рис. 3. Изображение Солнца: схема внутреннего строения звезды (слева), фотография ее поверхности (справа). В ядре звезды, подобной Солнцу, выделяется энергия, обусловленная превращением водорода в гелий. Здесь и далее фото NASA Goddard Space Flight Center

Второй цикл превращения водорода в гелий — так называемый CNO-цикл (рис. 4) — требует еще более высокой температуры (выше 20 млн К) и наличия «катализатора», в роли которого может выступать, например, углерод-12. Цепочка реакций захвата протона и бета-распада последовательно превращает ядро ¹²C в ядра ¹³N, ¹³C, ¹⁴N, ¹⁵O, ¹⁵N. Ядро азота-15 в результате очередного захвата протона либо разваливается на альфа-частицу (ядро гелия) и ядро ¹²C, возвращаясь тем самым к началу цикла, либо трансформируется в ядро кислорода-16. Последнее захватывает протон и превращается во фтор-17, который в результате бета-распада превращается в кислород-17. Ядро ¹⁷O захватывает протон и распадается на альфа-частицу и ядро ¹⁴N. Основным итогом всех этих процессов становится исчезновение четырех протонов и появление одного ядра гелия-4. Но важно и другое: даже если изначально в среде были только водород и углерод-12, реакции цикла добавляют в нее ядра углерода-13, а также ядра изотопов кислорода, азота и фтора. Именно CNO-цикл, вероятно, является главным источником азота-14 — основного компонента земной атмосферы!

Рис. 4. Схема CNO-цикла. p — протон, β — позитрон, α — ядро гелия

Осознание того факта, что производство энергии в звездах может в качестве побочного продукта обусловливать появление ядер гелия, кислорода, азота и фтора, наводит на мысль, что и другие химические элементы могут в той или иной степени быть продуктом звездной эволюции. Важным этапом в разработке этого предположения стала статья астрономов Маргарет и Джефри Бербиджей в соавторстве с астрофизиком Уильямом Фаулером и астрономом Фредом Хойлом «Синтез элементов в звездах» [4]. Ученые фактически описали историю появления всех элементов Периодической таблицы Д. И. Менделеева. Помимо уже упомянутых реакций термоядерного синтеза и захвата протона важнейшую роль в формировании состава Вселенной сыграли процессы захвата нейтронов. Но о них — чуть позже, а пока завершим рассказ о термоядерном синтезе.

Итак, в ядре звезды, подобной Солнцу, выделение энергии обусловлено превращением водорода в гелий, однако ее излучение, очевидно, может длиться лишь до тех пор, пока в ядре звезды не исчерпаны запасы водорода. Дальнейшая судьба звезды зависит от ее массы: если та не превышает нескольких десятых долей массы Солнца, с небесным телом далее не происходит ничего. Точнее, не будет происходить, ведь время жизни этих звезд превосходит возраст Вселенной, так что ни одна из них своего жизненного пути пока не завершила. Но когда это случится, бывшая звезда будет состоять из медленно остывающего гелиевого ядра с водородной оболочкой.

В звезде с большей массой (до 6–8 M_☉) дела будут обстоять веселее. Сначала в ней также образуется остывающее гелиевое ядро, но на его границе будет продолжаться горение водорода в так называемом слоевом источнике. Слоевой источник может в конечном итоге разогреть гелиевое ядро до температуры порядка сотни миллионов кельвинов, достаточной для инициации следующего этапа термоядерного синтеза — тройного альфа-процесса, в результате которого три ядра гелия-4 объединяются в одно ядро углерода-12. Заметим, что их должно быть обязательно три: ядро бериллия-8, образующееся в результате слияния двух ядер гелия-4, нестабильно, и углерод образуется лишь при условии, что оно до распада успеет провзаимодействовать с третьей альфа-частицей.

Далее ядро ¹²C может поглотить еще одну альфа-частицу, превращаясь в кислород-16. В конце эволюции таких звезд в их недрах формируется остывающее углеродно-кислородное ядро — будущий белый карлик. Есть расчеты, указывающие, что в звездах с массой от 8 до 10 масс Солнца могут происходить и следующие захваты альфа-частиц, превращающие кислород-16 в неон-20 и магний-24. После смерти такая звезда становится ONeMg-белым карликом.

На заключительном этапе эволюции у звезды, которой предстоит стать углеродно-кислородным белым карликом, развивается мощная конвективная оболочка, способная своим основанием проникнуть в слоевой источник. Перемешивание доставляет в источник водород с поверхности звезды, что стимулирует реакции захвата протонов ядрами неона-20 и магния-24. Цепочки, начинающиеся с этих реакций, приводят к появлению в звезде изотопов натрия и алюминия. Еще один элемент, предположительно формирующийся на этом этапе, — литий-7. Выше уже говорилось, что слияние двух ядер ⁴He приводит к формированию нестабильного бериллия-8. А вот слияние ⁴He и ³He в слоевом источнике горения гелия формирует более устойчивое ядро ⁷Be с периодом полураспада около 53 дней. За это время конвекция успевает вынести бериллий-7 во внешние слои звезды, и литий-7, в который он превращается, оказывается вне зоны, где его могут поглотить термоядерные реакции.

Превращение звезды в белый карлик сопровождается сбросом внешней оболочки, вместе с которой продукты ядерного и термоядерного синтеза рассеиваются в межзвездной среде и далее попадают в звезды следующих поколений или в формирующиеся вокруг них планетные системы. Правда, нужно отметить, что в большинстве случаев такие звезды не являются основными поставщиками этих элементов.

После образования гелия термоядерный синтез фактически представляет собой последовательное слияние ядер альфа-элементов (включая альфа-частицы) — отсюда их доминирование в химическом составе Вселенной. У этого процесса есть «практический потолок». Звезде нужны термоядерные реакции, чтобы тепловым давлением удержать ее от сжатия, вызываемого самогравитацией, поэтому эти реакции могут происходить лишь при условии, что в них выделяется энергия, разогревающая вещество звезды. Чем дальше по таблице Менделеева продвигается синтез, тем меньше выделяется энергии. Самые тяжелые ядра, при производстве которых энергия все еще выделяется, принадлежат железному пику — железу, никелю, хрому.

В астрономии звезды с массой меньше примерно 10 M_☉ называются маломассивными или, по крайней мере, звездами промежуточных масс. Их ключевая особенность состоит в том, что термоядерный синтез в них не достигает своего предела, останавливаясь на углероде и кислороде или, может быть, на неоне и магнии. Выше 10 M_☉ располагается царство массивных звезд, в которых термоядерные реакции доходят до своего логического завершения. По аналогии с предыдущими этапами (горение водорода, горение гелия) этапы эволюции этих звезд называют горением углерода, неона, кислорода, кремния, однако реальная сеть реакций более сложна и не всегда состоит в слиянии двух ядер с образованием третьего^**. Например, горение углерода-12 может приводить не только к синтезу магния-24, но и к образованию ядра натрия-23 с высвобождением одного протона или к образованию неона-20 (²⁰Ne) с высвобождением альфа-частицы. Прямая реакция ²⁸Si + ²⁸Si и вовсе отсутствует; на самом деле превращение кремния в железо-52, никель-56 и другие ядра железного пика происходит более сложным образом, называть который горением кремния можно только для простоты.

Но, так или иначе, горением кремния этап термоядерного синтеза заканчивается. В этот момент (если не вдаваться в многочисленные усложняющие детали) звезда состоит из железо-никелевого ядра, окруженного несколькими слоевыми источниками, в которых горят кислород, неон, углерод, гелий, а в самом внешнем слоевом источнике еще продолжается догорание водорода.

«Спокойная» эволюция звезд

Реакции термоядерного синтеза — не единственные процессы изменения ядерного состава. Одновременно с ними в массивных звездах и (в несколько меньшей степени) в звездах промежуточных масс происходит еще один важнейший процесс — захват ядрами свободных нейтронов. Появление свободных нейтронов становится возможным благодаря CNO-циклу, точнее, ядрам ¹³C и ¹⁴N, которые синтезируются в ходе этого цикла и также вольны захватывать альфа-частицы. Ядро углерода-13, захватив альфа-частицу, превращается в ядро кислорода-16 и свободный нейтрон; ядро азота-14 через чуть более длинную цепочку нескольких захватов альфа-частицы превращается в магний-25 и свободный нейтрон. Далее эти свободные нейтроны могут поглощаться другими ядрами.

Процесс захвата нейтронов, происходящий во время «спокойной» эволюции звезд промежуточных и больших масс, называется медленным (slow), или просто s-процессом [5]. Суть его состоит в том, что ядро последовательно захватывает один или несколько нейтронов, превращаясь во все более тяжелые изотопы того же химического элемента. Захват продолжается до тех пор, пока в этой цепочке не встретится нестабильное ядро. Процесс называется медленным, потому что ядро успевает испытать бета-распад, прежде чем поглотит следующий нейтрон. Испускание электрона увеличивает заряд ядра на единицу, и оно перемещается в следующую ячейку таблицы Менделеева — образуется ядро следующего химического элемента. Хотя s-процесс вносит определенный вклад и в синтез элементов легче железа, за пределами железного пика он становится основным производителем стабильных ядер (рис. 5).

Рис. 5. Схема s-процесса

Медленный захват нейтронов, очевидно, способен производить только стабильные ядра, и потому его вклад в заполнение Периодической таблицы ограничен висмутом-209 (²⁰⁹Bi) — самым массивным стабильным ядром. Точнее, это ядро уже обладает радиоактивностью, но время его жизни на много порядков превышает возраст Вселенной. Альтернативой s-процессу является быстрый (rapid) захват нейтронов, или просто r-процесс. При высокой плотности вещества вообще (и нейтронов в частности) ядро успевает поглотить несколько нейтронов, даже если промежуточные ядра оказываются неустойчивыми. Исключительно благодаря r-процессу появляются на свет тяжелые ядра, богатые нейтронами и населяющие Периодическую таблицу за висмутом. Относительная роль медленного и быстрого захвата нейтронов в синтезе более легких, чем висмут, элементов остается предметом дискуссий.

Рис. 6. Сверхновая SN 1987A (слева) и звезда Бетельгейзе, ближайшая к Земле потенциальная сверхновая (справа). Свет SN 1987A достиг Земли, преодолев 160 000 световых лет. Бетельгейзе относится к классу красных сверхгигантов, а это означает, что век ее недолог. Радиус Бетельгейзе примерно в 1400 раз превышает радиус Солнца, и от Земли ее отделяет примерно 600 световых лет

Не вполне ясно также, где именно происходит r-процесс. Долгое время основным плацдармом для него считались взрывы, сопровождающие финальный коллапс массивных звезд (рис. 6). Спокойная эволюция массивной звезды закачивается, когда в ее центре образуется железо-никелевое ядро. В нем выделения энергии уже не происходит, давление перестает противостоять гравитации, и звезда начинает схлопываться под собственным весом. Каким-то образом (каким, окончательно пока не ясно) энергия падения вещества преобразуется в энергию его разлета — происходит вспышка сверхновой. Разрушение звезды сопровождается новым всплеском ядерных реакций, среди которых есть и захват альфа-частиц, и захват нейтронов. Все продукты ядерного и термоядерного нуклеосинтеза, возникшие как в ходе эволюции звезды, так и в ходе самого взрыва, разбрасываются вспышкой сверхновой на большие расстояния, становясь частью межзвездного вещества и попадая впоследствии во вновь формирующиеся звезды и планеты (рис. 7). Источником нейтронов в этом случае становится процесс «вдавливания» электронов в протоны, возможный благодаря высокой плотности и температуре в миллиарды градусов. Из этих нейтронов формируется и остающаяся после вспышки нейтронная звезда.

Рис. 7. Сложное изображение Крабовидной туманности, остатка сверхновой, было собрано путем объединения данных пяти телескопов, охватывающих почти весь электромагнитный спектр: космического телескопа Спитцера, обсерватории VLA, космического телескопа Хаббла, обсерватории XMM-Newton и рентгеновской обсерватории «Чандра»

Помимо сверхновых с коллапсом ядра имеется явление, стимулирующее протекание реакций быстрого захвата нейтронов (возможно, более перспективное, чем сверхновые), — слияние нейтронных звезд. Такие события могут происходить в случае, когда две нейтронные звезды образуют двойную систему. Излучение гравитационных волн в такой системе приводит к постепенному сближению компонентов, заканчивающемуся их слиянием. Места во Вселенной с большим содержанием нейтронов, чем в паре нейтронных звезд, не найти, и потому логично предположить, что эффективный r-процесс будет важным компонентом этого события [6]. В 2017 г. эта версия получила первую наблюдательную проверку. Всплеск гравитационных волн 17 августа 2017 г. предположительно был порожден именно слиянием нейтронных звезд, и в его спектре удалось зафиксировать признаки линий теллура и цезия — элементов, преимущественно синтезируемых именно в r-процессе [7].

Вспышки сверхновых и дело рук человеческих

Следует упомянуть еще одно явление, важное с точки зрения нуклеосинтеза, — вспышки термоядерных сверхновых. Считается, что эти взрывы (в отличие от сверхновых с коллапсом ядра) происходят не на одиночных массивных звездах, а в двойных системах, в которых по крайней мере один из компонентов — белый карлик. Как уже говорилось, белый карлик представляет собой компактный остаток звезды малой или промежуточной массы. Он удерживается от коллапса давлением вырожденного электронного газа. Как показывают расчеты, равновесие между гравитацией и давлением в этом случае возможно лишь при условии, что масса карлика не превышает 1,4M_☉. Естественно, в момент образования масса белого карлика не превосходит критического значения, однако, если позже она по каким-то причинам увеличится, равновесие будет утрачено и карлик разрушится колоссальным термоядерным взрывом.

Увеличение массы может вызываться как минимум двумя причинами, и обе требуют, чтобы белый карлик был членом двойной системы. Во-первых, он может нарастить массу за счет перетекания на него вещества со второго компонента системы — нормальной звезды, которая все еще проходит завершающие этапы эволюции. Во-вторых, объект с массой больше критической может сформироваться в результате слияния двух белых карликов. В этом случае нужна состоящая из них двойная система. Она так же, как и пара нейтронных звезд, излучает гравитационные волны, что приводит к сближению компонентов. И в том, и в другом случае происходит взрыв, стимулирующий быстрое протекание термоядерных реакций, также заканчивающихся синтезом железа. Однако если в массивной звезде большая часть железа остается в ядре, то при взрыве белого карлика все синтезированные элементы разлетаются по ближайшим галактическим окрестностям. Поэтому главным источником элементов железного пика служат, вероятно, не массивные звезды, а взрывающиеся белые карлики.

Рис. 8. Планетарная туманность NGC 6153, расположенная на расстоянии около 4000 световых лет в южном созвездии Скорпиона. Бледно-голубая дымка в кадре — то, что осталось от звезды, похожей на Солнце, после того как она израсходовала большую часть своего топлива. Изображение получено при помощи космического телескопа Хаббла (НАСА / ЕКА)

Итак, за появление практически всех элементов Периодической таблицы Д. И. Менделеева отвечают различные этапы звездной эволюции, в финале которой эти элементы либо посредством спокойного сброса оболочки звездами промежуточных масс, либо в результате взрыва массивных звезд попадают в межзвездную среду (рис. 8). Из легких элементов нам осталось разобраться только с бериллием и бором. Эти элементы формируются в межзвездной среде в реакциях скалывания, т.е. при разрушении более крупных ядер (преимущественно кислорода и углерода) в результате столкновений с частицами космических лучей. Такие реакции порождают и ядра других элементов, но только для бериллия, бора, а также легкого изотопа лития ⁶Li они являются основным источником.

Известные нам естественные процессы синтеза атомных ядер заканчиваются, вероятно, плутонием-239, который образуется в урановых рудах в результате захвата нейтрона ядром урана-238 и последующего бета-распада. Нельзя исключить наличия там же нескольких атомов и более тяжелых элементов, однако в целом история природного синтеза значимых количеств атомных ядер заканчивается ураном. Чтобы создать условия для появления еще более массивных атомных ядер, Природе пришлось пойти наиболее замысловатым путем, а именно породить цивилизацию на ничем не примечательной планете у ничем не примечательной звезды.

Литература
1. Asplund M., Grevesse N., Sauval A. J., Scott P. The Chemical Composition of the Sun // Ann. Rev. Astron. Astrophys. 2009; 47: 481–522. DOI: org/10.1146/annurev.astro.46.060407.145222.
2. Alpher R. A., Bethe H., Gamow G. The Origin of Chemical Elements // Phys. Rev. 1948; 73: 803.
3. Cyburt R. H., Fields B. D., Olive K. A., Yeh T.-H. Big bang nucleosynthesis: Present status // Rev. Mod. Phys. 2016; 88(1): 015004-1. DOI: org/10.1103/RevModPhys.88.015004.
4. Burbidge E. M., Burbidge G. R., Fowler W. A., Hoyle F. Synthesis of the Elements in Stars // Rev. Mod. Phys. 1957; 29: 547.
5. Käppeler F., Gallino R., Bisterzo S., Aoki W. The s-process: Nuclear physics, stellar models, and observations // Rev. Mod. Phys. 2011; 83(1): 157.
6. Thielemann F. K., Eichler M., Panov I. V., Wehmeyer B. Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements // Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. 2017; 67(1): 253–274. DOI: 10.1146/annurev-nucl-101916-123246.
7. Smartt S. J., Chen T.-W., Jerkstrand A. et al. A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source // Nature. 2017; 551: 75. DOI: 10.1038/nature24303.

^* Фотосфера — видимый слой Солнца, глубиной 200–300 км. — Примеч. ред.

^** Нужно отметить, что термоядерные реакции традиционно называют горением (burning), хотя они, конечно, не имеют никакого отношения к химическому процессу горения. — Примеч. авт.