6.8.2. Углеродо-азотный цикл

Если в звезде имеется некоторое количество углерода, то мо­жет осуществиться еще одна цепочка реакций, в результате чего также происходит превращение водорода в гелий, а углерод, азот, кислород служат как бы катализаторами:

¹²С (р, Y) ¹³N (е⁺, v); ⁱ³C (р, у) "N (р, у) ¹⁵0 (е⁺, v) ¹⁵N (р, а) ¹²С

Согласно этой схеме три протона захватываются в следующих друг за другом реакциях (р, у) и Р-распадах. А после захвата четвертого протона и излучения а-частицы вновь образуется яд­ро ¹²С. Конечный результат этой цепочки тот же, что и в рас­смотренной протон-протонной: превращение четырех атомов водорода в один атом гелия. Так как в этой последовательности участвуют и образуются атомы углерода и азота, то ее и называ­ют углеродо-азотным циклом. Если в состав звезды входит угле­род и температура выше 2 • 10⁷ К, то основным источником энергии является углеродно-азотный цикл. Более массивные и яркие, и поэтому более горячие, звезды выделяют энергию за счет углеродно-азотного цикла. Примером таких звезд является одна из самых ярких звезд Северного полушария — Сириус. Ос­новным источником энергии Солнца служит протон-протонная цепочка.

В результате других ядерных реакций, в том числе с участи­ем нейтронов (образование элементов с атомным номером больше 82), могут образовываться и тяжелые элементы. При ре­акции образования углерода из трех атомов гелия 3⁴Не —> ¹²С наблюдается также процесс выгорания гелия по следующей це­почке:

¹²С + ⁴Не -> ¹⁶0 + у .

¹⁶0 + ⁴Не -> ²⁰Ne + у

²⁰Ne + ⁴Не ²⁴Mg + у и т.д.

6.8.3. Эволюция звезд

Под действием сил гравитации звезды конденсируются из межзвездной пыли и газа, сжимаются, разогреваются, и начина­ются термоядерные реакции. Звезды, сжигая ядерное горючее, гибнут, взрываясь в виде сверхновых, или просто угасают, пре­вращаясь в куски ядерного пепла. При взаимодействии гравита- ционых сил и радиационного давления наступает равновесие, и звезда стабилизируется и приобретает характерные для нее раз­меры и светимость. Чтобы проследить за эволюцией звезд, до­статочно знать две величины, которые сравнительно легко опре­делить: собственную светимость и цвет, характеризующий тем­пературу поверхности. Поэтому в этих координатах можно построить зависимость светимости от цвета, и поскольку каждая звезда в любой период жизни имеет определенные светимость и цвет, ее положение можно отразить точкой на этой диаграмме. Так как звезды изменяются со временем, то в течение «жизни» звезды представляющая ее точка передвигается по этой диаграм­ме, описывая некую кривую. Таким образом, можно проследить процесс жизни и угасания звезды.

Динамика поведения звезды зависит только от двух факто­ров: массы вещества, из которого она конденсировалась, и со­става вещества. В начальный период жизни звезды играет роль только ее масса. Если сравнивать эволюцию звезд, химический состав которых подобен составу Солнца, т.е. звезд населения I, то окажется, что на протяжении большей части своей истории эти звезды занимают положения вблизи так называемой глав­ной последовательности на диаграмме Герцшпрунга — Рассела (рис. 6.9). Массивные звезды оказываются более горячими и яр­кими, менее массивные звезды — холодные и тусклые. Так как большую часть своей жизни звезда стабильна, диаграмма «цвет- светимость» для любой группы звезд представляет собой распре­деление точек вдоль главной последовательности.

Однако на диаграмме наблюдают и отклонения от главной последовательности, что связано с начальным составом, массой звезды и ее переходом от одного типа к другому. Солнце пере­мещается вдоль главной последовательности уже 4,5 • 10⁹ лет и будет продолжать это движение еще около 5 • 10⁹ лет, а затем перейдет к последним этапам своей эволюции. Более массивные звезды проходят этот путь быстрее, поскольку они расположены на главной последовательности более высоко, и время прохож-

Температура поверхности звезды, 10" К

Рис. 6.9. Главная последовательность звезд населения I, к которым относится Солнце (т_с — масса Солнца).

дения цикла составляет ~10⁷лет. При уменьшении количества водорода внутри звезды она сжимается, что приводит к увеличе­нию температуры и началу выгорания гелия. При превращении гелия в углерод выделяется большое количество энергии и по­этому светимость звезды возрастает. Темпы образования энергии приводят к росту радиационного давления на внешнем слое звезды и его расширению. В результате расширения газ охлажда­ется, излучаемый свет становится более красным и звезда резко смещается от главной последовательности (рис. 6.10). Процесс расширения и покраснения идет до увеличения диаметра звезды в 200—300 раз, после чего она становится красным гигантом, та­ким, как, например, звезда Бетельгейзе из созвездия Ориона. Эволюция нашего Солнца к стадии красного гиганта приведет к тому, что оно сначала сожжет Землю из-за выделения огромного количества энергии при превращении гелия в водород, а затем в результате гигантского расширения поглотит ее останки. По рас-

Температура поверхности звезды, 10³К

Рис. 6.10. Диаграмма эволюции звезд населения I.

четам астрономов до этого момента пройдет около 5 миллиардов лет. Время пребывания обычной звезды в виде красного гиганта составляет около 10⁷ лет. Достигнув на этой стадии максималь­ных размеров, звезда быстро смещается влево на диаграмме «светимость—цвет». Переход от красного гиганта до пересечения с главной последовательностью составляет примерно 1 % от всего времени существования звезды (для Солнца — 100 миллионов лет.) В этот период у большинства звезд нарушается равновесие, и они начинают пульсировать, изменяя светимость. Их называ­ют переменными звездами. К ним относятся также нестационар­ные пульсирующие звезды-цефеиды. Далее эволюция идет в за­висимости от массы звезды. Если она меньше 1,4 солнечной массы («легкая» звезда), то при заканчивании ядерного горючего звезда на диаграмме «светимость—цвет» смещается вниз, а затем охлаждается и угасает, проходя через стадию неустойчивости, ха­рактеризуемую периодическими возрастаниями светимости. Та­кую звезду называют новой; она постепенно переходит в стадию белого карлика, еще более охлаждаясь, — в стадию красного карлика и наконец — в стадию черного карлика. Эволюция угле­родно-кислородной звезды, масса которой больше 1,4 солнечной массы, кончается эффектным гигантским взрывом — рождением сверхновой звезды.

Астрофизики показали, что при возникающих в этом случае высоких давлениях и температурах образуются условия для обра­зования нейтронов. В результате электроны, как бы «вжимают­ся» в ядра, исчезает электростатическое отталкивание и под дей­ствием тяготения нейтронное вещество коллапсирует, образуя сверхплотный шар нейтронной звезды. Он настолько плотен, что обычный распад нейтрона в нем оказывается запрещенным.