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? 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.
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+ + 
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.
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 |
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. 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 |
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 α-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 (Eν < 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 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.
|
|
