4. Зв¸здная эра. Ядерные реакции в зв¸здах.

Начало зв¸здной эры относится примерно к 1 млрд лет с момента Большого Взрыва, когда формируются первые галактики. Первые зв¸зды образуются через 2 млрд лет. Солнечная система возникла примерно через 7-8 млрд лет.

Согласно современным представлениям образование зв¸зд происходит внутри облака газа и пыли. Обычно исходят из представления о том, что однородно распредел¸нное вещество в пространстве неустойчиво и может собираться в сгустки под действием сил тяготения. Небольшие, случайно образовавшиеся сгустки плотности, растут из-за гравитационной неустойчивости. Чтобы образовалась звезда, необходимо сжатие некоторой области газопылевого облака до такой стадии, когда она станет достаточно плотной и горячей. В процессе такой концентрации вещества происходит увеличение температуры и давления. Возникают условия для появления звезды.

Зв¸зды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (т.е. состоящих 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 водорода. Небольшую примесь (6%) составляет гелий, образовавшийся в результате первичного нуклеосинтеза в дозв¸здную эпоху. Зв¸зды образуются из отдельных неоднородностей в гигантском молекулярном облаке, называемых компактными зонами (их типичный размер порядка нескольких световых месяцев, плотность 310⁴ молекул водорода в 1 см³ и температура 10 К). Сжатие компактной зоны начинается с коллапса внутренней части, т.е. со свободного падения вещества в центре зоны. “Падая” на центр притяжения, молекулы приобретают энергию и в результате взаимодействия (столкновения) в конечном сч¸те происходит разрушение молекул на отдельные атомы и переход вещества в ионизованное состояние. Сгусток, образующийся в центре коллапсирующего облака, называют протозвездой. Падающий на поверхность протозвезды газ (это явление называется аккрецией) образует ударный фронт, что приводит к разогреву газа до 10⁶ К. Излучение протозвезды - это излучение свободно двигающихся электронов в ионизованной среде.

Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца (0.1 M), температура в центре звезды возрастает до 1 млн К и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в зв¸здах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающая на Солнце реакция синтеза

p + p ²H + e⁺ + _e + Q, (14.10)

ãäå Q=0.42 ÌýÂ - выделяющаяся энергия, требует более высокой температуры (10 млн К). Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия

²H + ²H ³He + n + 3.26 ÌýÂ. (14.11)

Дейтерий, как и ⁴He, образуется на дозв¸здной стадии эволюции Вселенной и его содержание в протозвезде 10^-5-10^-4 от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.

Дальнейшее сжатие зв¸здного вещества за сч¸т гравитационных сил приводит к повышению температуры и плотности в центре звезды, что созда¸т условия для начала ядерной реакции горения водорода (14.10). Эта реакция начинается при T10⁷ K, когда средняя кинетическая энергия протонов достигает 1 кэВ, что позволяет двум протонам, находящимся на высокоэнергичном участке распределения Максвелла, за сч¸т эффекта квантовомеханического туннелирования, преодолеть кулоновское отталкивание и сблизиться до расстояний 1-2 фм, при которых вступают в действие ядерные силы притяжения.

Ядерная реакция (14.10) начинается в звезде типа Солнца в ограниченной центральной части при плотностях 100 г/см³. Эта реакция сразу же останавливает дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, созда¸т 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, главным образом, за сч¸т гравитационного сжатия, то теперь появляется другой доминирующий механизм - энергия выделяется за сч¸т 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 зв¸здной эволюции. В результате сгорания водорода из каждых четыр¸х ядер водорода образуется одно ядро гелия. Наиболее вероятная цепочка ядерных реакций, приводящих к этому, следующая

p + p ²H + e⁺ + _e + 0.42 ÌýÂ,

p + p ²H + e⁺ + _e + 0.42 ÌýÂ,

p + ²H ³He + + 5.49 ÌýÂ, (14.11à)

p + ²H ³He + + 5.49 ÌýÂ,

³He + ³He ⁴He + p + p + 12.86 ÌýÂ

или в более компактном виде (суммируя все реакции)

4p ⁴He + 2e⁺ + 2_e + 2 + 24.68 ÌýÂ. (14.11á)

Испускаемые Солнцем нейтрино над¸жно регистрируются земными детекторами, что подтверждает протекание на Солнце реакции (14.10).

Как видно из (14.11б), полная энергия, выделяющаяся в результате синтеза ⁴He из 4-х протонов, составляет 24.68 МэВ. При этом в среднем около 0.6 МэВ уносят нейтрино. Образующиеся при синтезе два позитрона аннигилируют с двумя электронами, увеличивая энерговыделение до

24.68 ÌýÂ + 4m_ec² = (24.68+40.51) ÌýÂ = 26.72 ÌýÂ.

Цепочка (14.11а) начинается с реакции (14.10), идущей за сч¸т слабого взаимодействия. Эта реакция никогда не наблюдалась в земных условиях. Малая величина сечения этой реакции объясняет, почему стадия горения водорода - самая продолжительная стадия зв¸здной эволюции. Большинство зв¸зд находится именно на этой стадии.

Стабильная звезда на стадии горения водорода находится на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга-Рассела (рис.14.1), представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры е¸ поверхности. Время пребывания звезды на главной последовательности на 2-3 порядка больше времени всей последующей е¸ эволюции. Поэтому количество зв¸зд на главной последовательности существенно превышает число зв¸зд на других участках диаграммы Герцшпрунга-Рассела.

Рис. 14.1. Диаграмма эволюции звезды

В массивных звездах (M>10M) горение водорода происходит при относительно низкой плотности (1-10 г/см³) и более высокой температуре ((4-8)10⁷ K) по сравнению со звездами, имеющими массы близкие к солнечным.

По мере того, как в центральной части звезды сгорает водород, его запасы там истощаются и накапливается гелий. В центре звезды формируется гелиевое ядро. Когда водород в центре звезды выгорел, энергия за сч¸т термоядерной реакции горения водорода там не выделяется, тепловое давление, препятствующее гравитационному сжатию, ослабевает и гелиевое ядро начинает сжиматься. Сжимаясь, ядро звезды нагревается и температура в центре звезды продолжает расти. Кинетическая энергия сталкивающихся ядер гелия увеличивается и достигает в массивной звезде величины, достаточной для преодоления сил кулоновского отталкивания ядер гелия. Начинается следующий этап термоядерных реакций - горение гелия (при этом в центре звезды T=(2-3)10⁸ К, средняя кинетичес-кая энергия ядер гелия 10 кэВ и плотность 10³-10⁴ ã/ñì³):

⁴He + ⁴He ⁸Be + - 0.09 ÌýÂ, (14.12)

⁴He + ⁸Be ¹²C + + 7.37 ÌýÂ.

Особенностью горения гелия является то, что первая реакция (⁴He+⁴He⁸Be+) приводит к образованию неустойчивого ядра ⁸Be, время жизни которого около 10^-16 сек. Однако из-за высокой плотности ядер ⁴He оказывается, что прежде, чем ядро ⁸Be снова распад¸тся на две -частицы, оно успевает провзаимодействовать с ещ¸ одним ядром ⁴He.

“Зажигание” гелия (гелиевая вспышка), начавшееся со сжатия ядра звезды и повышения температуры в е¸ центре, приводит к тому, что в процесс термоядерного горения вовлекаются более отдал¸нные от центра слои звезды. Увеличение темпа излучения приводит к увеличению размеров внешней оболочки в десятки и сотни раз, что влеч¸т за собой падение температуры внешних сло¸в звезды. В спектре е¸ излучения начинает преобладать красный цвет. Звезда сходит с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и перемещается в область красных гигантов и сверхгигантов. Солнце должно превратиться в красный гигант через 5 млрд лет. Размеры Солнца на стадии красного гиганта увеличатся настолько, что под его поверхностью окажутся такие планеты, как Меркурий и Венера.

В результате горения гелия в центре звезды образуется углерод и термоядерные реакции там вновь останавливаются. Они возобновляются при дальнейшем росте температуры за сч¸т начавшегося гравитационного сжатия, когда возросшая кинетическая энергия -частиц (ядер гелия), позволит им, преодолев кулоновский барьер, вызвать реакцию

⁴He + ¹²C ¹⁶O + + 7.16 ÌýÂ.

Если звезда массивна (>10M), то в результате термоядерного горения в ней последовательно образуются вс¸ более тяж¸лые ядра. Основными процессами при этом являются последовательный захват -частиц с образованием -подобных ядер

¹²C ¹⁶O ²⁰Ne ²⁴Mg ²⁸Si (14.13)

и реакции слияния углерода и кислорода ¹²C+¹²C è ¹⁶O+¹⁶O.

Каждый этап такого последовательного образования вс¸ более тяж¸лых ядер в центре звезды начинается с гравитационного сжатия, приводящего к выделению дополнительной гравитационной энергии, разогреву звезды и созданию условий для реакций синтеза вс¸ более массивных ядер. Вслед за гелиевой вспышкой, следуют углеродная и кислородная.

Итогом всех вышеупомянутых процессов является обогащение ядра звезды изотопом ²⁸Si, т.к., с одной стороны, для этого изотопа существуют различные возможности быстрого синтеза, а с другой - он обладает повышенной устойчивостью, поскольку ему отвечает заполненная подоболочка 1d_5/2. При повышении в центре звезды температуры до (3-5)10⁹ К и плотности до 10⁶-10⁷ ã/ñì³ создаются условия для горения кремния. Однако кулоновский барьер слишком велик для эффективного образования ядер ⁵⁶Ni непосредственно в реакции

²⁸Si + ²⁸Si ⁵⁶Ni + + 10.92 ÌýÂ.

⁵⁶Ni неустойчив и пут¸м двукратного -распада превращается в ⁵⁶Fe:

.

На этой стадии зв¸здной эволюции массивных зв¸зд существенную роль начинают играть многочисленные реакции с участием протонов, нейтронов, -частиц и -квантов. Быстрый захват ядрами кремния и образующимися более тяжелыми ядрами нуклонов и -частиц приводит к образованию большинства элементов в районе “железного максимума” в кривой распростран¸нности элементов (Лекция 7, рис.7.1) на основе исходных ядер ²⁸Si и формированию железной сердцевины звезды.

По мере горения элементов со вс¸ большим Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со вс¸ возрастающей ско-ростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций (рис.14.2). Если для массивной звезды (25M) реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия происходит в 10 раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки.

Какие элементы могут образоваться в зв¸здах в последовательной цепочке термоядерных реакций синтеза? Ответ очевиден. Ядерные реакции синтеза более тяж¸лых 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 зв¸здного термоядерного синтеза, так как ядра в районе железа имеют максимальную удельную энергию связи (рис.14.3).

Рис. 14.2. Эволюция массивной звезды

Рис. 14.3. Зависимость удельной энергии связи E_ñâ/A от массового

числа A.

На стадии горения кремния звезда достигает максимального размера. Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более тяж¸лые ядра сгорают в ядерных реакциях, тем большее количество энергии будет выделяться в единицу времени и тем больше будет е¸ светимость. Железная звезда должна светить в 100 раз ярче водородной.

В процессе горения звезды в е¸ центре последовательно истощаются запасы водорода, гелия, кислорода, неона, кремния. Термоядерные реакции постепенно захватывают периферию звезды, приводя к расширению е¸ оболочки. Если на начальной стадии звезды она имела однородный состав, то теперь она имеет слоистую структуру (рис.14.4). В центре массивной звезды содержатся элементы группы железа, никеля, а на периферии - более л¸гкие элементы. Внешняя оболочка состоит из водорода.

Рис. 14.4. Основные этапы эволюции массивной звезды (M>25M)

Термоядерные реакции, происходящие в зв¸здах, существенно зависят от массы звезды. Происходит это, очевидно, потому, что масса звезды определяет величину гравитационных сил сжатия, что в конечном сч¸те определяет максимальные температуры и плотности, достижимые в центре звезды. В таблице 14.3 приведены результаты теоретического расч¸та возможных реакций ядерного синтеза для зв¸зд различной массы.

Таблица 14.3