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 -> 16O + γ

16O + 4Не -> 20Ne + γ

20Ne + 4Не -> 24Mg + γ 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 гравитационых 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

172

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-

Горбачев В. В. Концепции современного естествознания:—М.: ООО «Издательский дом «ОНИКС 21 век»: ООО «Издательство «Мир и Образование», 2003. — 592 с: ил.

Рис. 6.9. Главная последовательность звезд населения I, к которым относится

Солнце (тC — масса Солнца).

173

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-

Горбачев В. В. Концепции современного естествознания:—М.: ООО «Издательский дом «ОНИКС 21 век»: ООО «Издательство «Мир и Образование», 2003. — 592 с: ил.