• Бывает еще один тип сверхновых, чрезвычайно богатый на тяжелые элементы. Из таких звезд складывается более молодое звездное население I типа[23]. Благодаря нестабильности атомов в результате радиоактивного распада химических элементов появляются новые элементы. К таким «вторичным» элементам относится, например, свинец.

• И, наконец, кое-какие люди научились изготавливать некоторые химические элементы в процессе особых экспериментов в атомных реакторах. Самым известным среди таких элементов является материал для производства ядерного оружия – плутоний, побочный продукт обычных урановых реакций. Другие, более экзотические и существующие совсем короткое время, были синтезированы в экспериментальных коллайдерах. На сегодняшний день у нас имеется 114 химических элементов, между тем как сто тринадцатого по-прежнему не хватает. Возможно, был создан и 116‑й элемент, а вот заявка на открытие 118‑го, сделанная в 1999 году Национальной лабораторией имени Лоуренса в Беркли, была отозвана. Физики постоянно спорят, кто первым открыл тот или иной элемент и, соответственно, имеет право присвоить ему имя. Поэтому новым тяжелым элементам присваиваются временные (и курьезные) названия, вроде того, которое получил 110-й элемент – унуниллий[24]: на псевдолатыни это означает «сто десять», то бишь «un-un-nihil».

Подобные недолговечные элементы использовать никак не возможно. Какой же смысл в их синтезе? Ну, примерно такой же, как и в существовании гор: они просто есть. А кроме того, это хорошая возможность проверить на практике некоторые смелые гипотезы. Но прежде всего это шаг навстречу чему-то еще более интересному, если, конечно, оно вообще существует. Иными словами, после того, как вы получили полоний с атомным номером 84, все последующие элементы стали радиоактивными: они испускают частицы, распадаясь на более легкие элементы, и чем больше атомный номер, тем быстрее распад. Однако это не может продолжаться вечно. Мы не умеем создавать точные модели тяжелых атомов. Легких, впрочем, тоже не можем, однако с тяжелыми все еще сложнее.

Многочисленные эмпирические модели (умозрительные гипотезы, основанные на интуиции, догадках и жонглировании константами) привели к созданию удивительно точной формулы, позволяющей рассчитать время жизни элемента с определенным количеством протонов и нейтронов. Для некоторых «магических чисел»[25]соответствующие атомы необычайно стабильны. Магическими числами для протонов являются 28, 50, 82, 114 и 164; для нейтронов – 28, 50, 82, 126, 184, 196 и 318. Например, самый стабильный элемент – это свинец со всеми своими 82 протонами и 126 нейтронами.

Всего в паре шагов от крайне нестабильного элемента номер 112 находится элемент 114, предварительно названный эка-свинец[26]. Его 114 протонов и 184 нейтрона – это, можно сказать, двойная порция магии, и теоретически он должен быть стабильнее большинства своих соседей. Неизвестно, однако, насколько достоверна эта теория, поскольку приближенные формулы стабильности для больших чисел могут не работать. Каждый грамотный волшебник знает, что заклинания иногда дают сбои. Тем не менее, допустив, что с заклинанием у нас все в порядке, мы можем немного поиграть в Дмитрия Ивановича Менделеева и попробовать предсказать свойства эка-свинца путем экстраполяции свойств элементов Периодической таблицы, входящих в его группу (углерод, кремний, германий, олово и свинец). Как следует из названия, эка-свинец должен быть металлом, похожим на свинец, с температурой плавления 70 °C, температурой кипения при нормальном атмосферном давлении 150 °C и плотностью на 25 % большей, чем у обычного свинца.

В 1999 году Институт ядерных исследований в Дубне объявил о синтезе атома элемента 114, хотя его изотоп имел всего лишь 175 нейтронов, то есть до магического числа недотягивал. Но даже такой, он просуществовал целых 30 секунд – невероятно долго для столь тяжелого элемента, а следовательно, магия все еще в силе. Вскоре после этого та же команда объявила о создании целых двух атомов элемента номер 114 со 173 нейтронами. Независимо от физиков из Дубны тот же элемент синтезировали и американские ученые. Тем не менее пока кому-нибудь из них не удастся произвести достаточное количество эка-свинца, а не просто несколько атомов, его свойства останутся для нас загадкой. Впрочем, свойства его ядра, по-видимому, вполне соответствуют теоретическим выкладкам.

Еще дальше находится элемент номер 164 с двойным магическим числом: 164 протона и 318 нейтронов. Все это выглядит так, словно ряд магических чисел можно продолжать… Экстраполяция – неблагодарное занятие, однако даже если в формулу и вкралась ошибка, вполне могут существовать некие конфигурации протонов и нейтронов, которые окажутся достаточно стабильными, чтобы соответствующие элементы появились в реальности. Вернее всего, именно так и возникли на свет черепахиум со слонородом. Кто знает, может быть, где-то ждут своего часа и «пронн» с «ляззгом». А что, если существуют стабильные элементы с гигантскими атомными номерами и размером атомов чуть ли не со звезду? Представим звезду, почти целиком состоящую из нейтронов, образующуюся в ходе коллапса более крупной звезды под действием собственной гравитации. Такие нейтронные звезды должны иметь невероятную плотность: около 40 триллионов фунтов на квадратный дюйм (или 100 миллиардов килограмм на квадратный сантиметр). Это то же самое, что двадцать миллионов слонов, упакованных в ореховую скорлупку! Гравитация на такой звезде в 7 миллиардов раз выше, чем на Земле, а магнитное поле в триллион раз сильнее земного. Частицы в нейтронной звезде находятся так близко друг к другу, что в каком-то смысле она представляет собой один огромный атом.

Какими бы странными они ни были, но некоторые из тяжелых элементов могут таиться в самых неожиданных уголках Вселенной. В 1968 году было высказано предположение, что элементы со 105‑го по 110‑й можно обнаружить в космических лучах – высокоэнергетических частицах, достигающих Земли из глубокого космоса. Однако гипотеза не подтвердилась. Считается, что космические лучи берут свое начало в нейтронных звездах, и вполне возможно, что в таких невообразимых условиях рождаются супертяжелые элементы. Что же случится, если звездное население I типа накопит слишком много таких элементов?