6. ГОРЕНИЕ ГЕЛИЯ. КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ

    Когда температура в центральной части звезды, содержащей гелий, достигает 10⁸ K, включается новая ядерная реакция - горение гелия. В это время плотность центрального ядра составляет (10⁴ - 10⁵) г/см³. Особенность реакций горения гелия заключается в том, что основная реакция ⁴He + ⁴He → ⁸Be + γ . приводит к образованию неустойчивого ядра ⁸Be, время жизни которого ~ 10^-16с. Другие же реакции с участием двух ядер гелия происходят с поглощением энергии. Однако из-за высокой плотности ядер ⁴He оказывается, что прежде чем ядро ⁸Be снова распадется на две
α-частицы, оно успевает провзаимодействовать с еще одним ядром ⁴He (так называемый “тройной” α-процесс) с образованием изотопа ¹²C в возбужденном состоянии:

На скорость реакции ⁸Be + ⁴He существенное влияние оказывает то, что энергия Q реакции
⁸Be(⁴He, γ )¹²C, равная 7.37 МэВ, располагается вблизи второго возбужденного состояния ядра ¹²C с энергией 7.65 МэВ (Jp = 0⁺) (рис.21). То есть реакция имеет резонансный характер, что существенно увеличивает её скорость.
    Наличие возбужденного состояния вблизи энергии 7.4 МэВ впервые было предсказано астрофизиками для объяснения необходимой скорости образования ядер ¹²C. В дальнейшем при более тщательном исследовании спектра возбужденных состояний ядра ¹²C такое состояние действительно было обнаружено.

Рис. 21. Энергетические уровни ядер 12C, 16O, 20Ne и 24Mg.

    Тройной α-процесс эффективно происходит при температурах ~ 100 - 200 млн K. Поэтому процесс горения гелия начнется лишь тогда, когда в результате гравитационного сжатия в центре звезды будут достигнуты такие температуры.
    По мере накопления ядер ¹²C они начинают вступать во взаимодействие с ⁴He с образованием ядер ¹⁶O:

Из таблицы 17 (ЗАКЛЮЧЕНИЕ) видно, что так называемые N·α - ядра ¹²C, ¹⁶O, ²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Si и ³²S более распространены по сравнению с соседними. Они образуются при последовательном подхвате α-частиц (рис. 22):

Рис. 22. - Процесс в звездах. Приведены нижние уровни ядер 8Be, 12C и 16O.

   Как далеко будет заходить этот процесс, зависит от величины сечений (α, γ) реакций при тепловых энергиях. Наличие возбужденных состояний в спектрах образующихся ядер в околопороговой области сильно влияет на скорость образования элементов. В частности, на скорость образования ядер ¹⁶O в реакции (25) будет оказывать влияние уровень при энергии 7.12 МэВ в ядре ¹⁶O, расположенный вблизи порога  α-распада этого ядра (рис. 21). Однако непосредственное изучение реакции (25) с образованием уровня 7.12 МэВ в ядре ¹⁶O невозможно, так как система ¹²С + α даже при нулевой энергии сталкивающихся частиц обладает большей энергией (7.16 МэВ). Для того, чтобы оценить скорость протекания реакции (25) была изучена другая реакция: ¹²C + ⁶Li → ¹⁶O + d. Механизм протекания этой реакции описывается как передача α-частицы от ядра ⁶Li ядру ¹²C с образованием возбужденного состояния с E = 7.12 МэВ ядра ¹⁶O. Величина α-частичной ширины этого состояния оказалась достаточной для объяснения требуемой скорости протекания реакции. Скорость реакции ¹⁶O + α → ²⁰Ne + γ мала. Из рис. 21 видно, что в ядре ²⁰Ne вблизи порога реакции расположен уровень E = 4.97 МэВ (Jp = 2^-). Однако структура волновой функции этого состояния слабо перекрывается с волновой функцией, описывающей систему ¹⁶O + α . Скорость реакции ¹⁶O + α → ²⁰Ne + γ существенно увеличивается при температурах выше (7 - 8)·10⁸ K, так как при этих температурах начинают сказываться возбужденные состояния ядра ²⁰Ne, имеющие подходящую структуру. Поэтому продолжение цепочки образования N· - ядер в область N > 5 возможно лишь в массивных звездах с высокой температурой в центре.
    Следует учесть также то обстоятельство, что Q реакции ²⁰Ne(,γ)²⁴Mg оказывается расположенной в области энергий возбуждения ядра ²⁴Mg, характеризующейся большим количеством резонансов. Поэтому ядра ²⁰Ne будут быстро сгорать в реакции ²⁰Ne + α → ²⁴Mg + γ . Для решения вопроса о том, какая доля ядер ²⁰Ne образуется в реакции горения ¹⁶O, необходим более тщательный анализ экспериментальных данных и экстраполяция их в область энергий взаимодействующих частиц ~ сотни кэВ.
    Таким образом, реакции горения гелия приводят к образованию в центре звезды плотного ядра, состоящего преимущественно из углерода и кислорода. После водорода и гелия углерод и кислород являются наиболее распространенными элементами в звездах главной последовательности, составляя соответственно 0.39% и 0.85%. Поэтому анализ отношения числа ядер ¹²C и ¹⁶O, получающегося при горении гелия, является важной задачей. Очевидно, что это отношение сильно зависит от скорости реакций (24) и (25). Если реакция (25) протекает быстрее, чем реакция (24), то в результате горения гелия образуется сравнительно мало углерода. Если скорость реакции (24) выше скорости реакции (25), то ¹⁶O образуется в существенно меньшем количестве.
    Сечение реакции 3α → ¹²C было измерено во многих лабораториях и в настоящее время имеются согласованные данные о сечении этой реакции. По сечению реакции ¹²C + α → ¹⁶O + γ экспериментальные данные менее надежны, что затрудняет их экстраполяцию в область низких энергий (E₀ ~ 0.3 МэВ, T = 2 ·10⁸ K), при которых эта реакция протекает в звездах. В связи с этим имеется неоднозначность не только в описании распространенности изотопов ¹²C и ¹⁶O, но и в последующей эволюции элементного состава в звездах.
    В звезде, образующейся после сгорания гелия, 2 - 3% составляют изотопы ¹⁸O и ²²Ne - продукты захвата ⁴He изотопами ¹⁴N и ¹⁸O:

    Сгорание ⁴He с изотопом ¹⁸O дает начало последовательности ядерных реакций с образованием нейтронов в конечном состоянии:

    Таким образом, уже на этой стадии эволюции звезды необходимо учитывать ядерные реакции, происходящие под действием нейтронов.
    По мере истощения запасов водорода в центре звезды и образования в центре гелиевого ядра процесс горения водорода постепенно перемещается к периферии звезды. При этом плотность гелиевого ядра продолжает увеличиваться за счет гравитационного сжатия и температура его резко возрастает. Увеличение темпа излучения приводит к увеличению размеров внешней оболочки в десятки и сотни раз, что влечет за собой падение температуры внешних слоев звезды. В итоге звезда сходит с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Рассела и перемещается в область красных гигантов. Горение гелия происходит гораздо быстрее, чем водорода, поэтому красные гиганты на диаграмме Герцшпрунга - Рассела встречаются сравнительно редко. По современным представлениям Солнце должно превратиться в красный гигант через 5·10⁹ лет. Размеры Солнца в стадии красного гиганта увеличатся настолько, что под его внешней поверхностью окажутся такие планеты Солнечной системы как Меркурий и Венера.
    На рис. 23 показано, как меняется температура поверхности и светимость звезды с M = 5M на этапах горения водорода в центральной части, образования красного гиганта и горения гелия в центральной части. На графике нанесены интервалы времени, необходимые для перемещения от одной точки диаграммы к другой.
    На рис. 24 показано внутреннее строение звезды с M = 5M в зависимости от возраста. Заштрихованные участки соответствуют ядерным реакциям горения водорода (обозначение
H → He) и гелия (обозначение He → C). Конвективные зоны обозначены точками. Цифры на рис. 24 соответствуют цифрам на рис. 23. По вертикальной оси отложена доля массы звезды, вовлеченная в соответствующий процесс.
    В точке 1 начинается горение водорода с образованием гелия. Ядерная реакция охватывает примерно 7% общей массы звезды.

Рис. 23. Эволюция звезды с массой, равной пяти массам Солнца.

Рис. 24. Внутреннее строение звезды с массой 5M как функция возраста. Заштрихованы области протекания ядерных реакций. Конвективные зоны отмечены точками.

Конвективная оболочка содержит около 20% массы звезды. В точке 4 заканчивается горение водорода в центре и ядерная реакция перемещается во внешний слой. В точке 7 начинается горение гелия в центре звезды. Наряду с этим существует тонкий внешний слой, в котором продолжаются реакции горения водорода. В точке 11 истощаются запасы гелия в центре звезды. Процесс горения гелия постепенно перемещается во внешние слои. Концентрация гелия в центре звезды падает до нуля. В центре звезды оформилось углеродное ядро. Начиная с точки 12, происходит все большее перемещение реакций горения гелия за внешние слои. При этом формируется широкая внешняя конвективная зона.