< Previous | Contents | Next >
→
Реакции термоядерного синтеза начинаются в молодой звезде при темпе- ратурах около 1 млн К, достаточных для эффективного протекания реакции слияния двух ядер дейтерия, образовавшегося на дозвездной стадии нуклеосин- теза, с рождением изотопа 3He. Звезда при этом сжимается под действием гра- витации, что приводит к дальнейшему разогреву вещества. При температуре 10 млн К запускается протон-протонный цикл, превращающий четыре протона в ядро гелия 4He и протекающей со значительным энерговыделением. Отправ- ной точкой pp-цикла является реакция p +p 2H+e+ +νe, обладающей малым сечением, поэтому данная стадия звездного нуклеосинтеза является наиболее продолжительной. Большинство наблюдаемых звезд находятся именно на ней, формируя главную последовательность на диаграмме Герцшпрунга-Рассела - зависимости светимости звезды от температуры ее поверхности.
В массивных звездах второго поколения при температуре около 20 млн К становится возможен другой механизм термоядерного горения водорода, назы- ваемый CNO-циклом. В этом процессе ядра углерода, азота и кислорода высту- пают в роли катализаторов, их концентрации за полный цикл не меняются. На стадии горения водорода эти химические элементы еще не могли образоваться, поэтому CNO-цикл возможен только в том случае, если некоторое количество ядер-катализаторов попало в состав звездного вещества извне - например, из остатков более старой звезды.
Термоядерные реакции в центре звезды создают давление, противодейству- ющее гравитационному сжатию. Когда весь водород выгорает, вещество звезды вновь начинает разогреваться под действием сжатия, и при температурах выше
·
2 108 К начинаются реакции горения гелия. Интенсивное возгорание гелиевого ядра приводит к так называемой “гелиевой вспышке”: радиус оболочки звезды быстро увеличивается, что влечет за собой потерю температуры и смещение спектра излучения в красную область. Звезда сходит с главной последователь- ности и превращается в красный гигант.
Чередование гравитационного сжатия и вспышек продолжается и далее, звезда на этой стадии называется переменной. Для достаточно массивных звезд этот процесс может продолжаться вплоть до образования железного ядра. Даль- нейший синтез элементов в реакциях термоядерного горения оказывается неэф- фективным: зависимость удельной энергии связи от массового числа, представ- ленная на рис. 1, достигает максимума на изотопах железа, что делает синтез более тяжелых ядер энергетически невыгодным. Это означает, что своим воз- никновением элементы тяжелее железа обязаны принципиально иным процес- сам.