Окружающий нас мир состоит из различных химических
элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее
время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит
Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается
образование звезды? Звезды конденсируются под действием гравитационных сил
из гигантских газовых молекулярных облаков (термин “молекулярный” означает, что
газ состоит 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 ядер водорода. Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в
результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху.
Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает
0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн K и в жизни
протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти
термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах,
находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающие
на Солнце реакции синтеза:
1H + 1H → 2H + e+
+ e
требуют более высокой температуры ~10 млн K. Температура же в центре
протозвезды составляет всего 1 млн K. При такой температуре эффективно протекает
реакция слияния дейтерия (d 2H):
2H +2H → 3He + n + Q,
где Q = 3.26 МэВ - выделяющаяся энергия.
Дейтерий также как и 4He образуется на дозвездной
стадии эволюции Вселенной и его содержание в веществе протозвезды составляет 10-5
от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для
появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.
Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в
звезде начинают возникать конвективные потоки газа. Нагретые пузыри газа
устремляются от центра звезды к периферии. А холодное вещество с поверхности
спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейтерия.
На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии
протозвезды, разогревая её внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию
протозвезды. Протозвезда с массой, равной массе Солнца, имеет радиус, в пять раз
превышающий солнечный.
Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит
к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной
реакции горения водорода (рис.1).
Рис. 1. Основные этапы эволюции массивной звезды
(M>25M
). M
- масса Солнца
Когда температура в центре звезды повышается до 10-15 млн.
K, кинетические энергии сталкивающихся ядер водорода оказываются достаточными
для преодоления кулоновского отталкивания и начинаются ядерные реакции горения
водорода. Ядерные реакции начинаются в ограниченной центральной части звезды.
Начавшиеся термоядерные реакции сразу же останавливают дальнейшее сжатие звезды.
Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создает
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 за счет гравитационного сжатия, то теперь открывается другой
механизм - энергия выделяется за счет 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 в звездной эволюции. Таким
образом, начальный этап термоядерных реакций синтеза состоит в образовании ядер
гелия из четырех ядер водорода. По мере того, как в центральной части звезды
происходит горение водорода, его запасы там истощаются и происходит накопление
гелия. В центре звезды формируется гелиевое ядро. Когда водород в центре звезды
выгорел, энергия за счет термоядерной реакции горения водорода не выделяется и в
действие вновь вступают силы гравитации. Гелиевое ядро начинает сжиматься.
Сжимаясь, ядро звезды начинает нагреваться еще больше, температура в центре
звезды продолжает расти. Кинетическая энергия сталкивающихся ядер гелия
увеличивается и достигает величины, достаточной для преодоления сил кулоновского
отталкивания.
Рис. 2. Эволюция массивной звезды
Начинается следующий этап термоядерной реакции - горение
гелия. В результате ядерных реакций горения гелия образуются ядра углерода.
Затем начинаются реакции горения углерода, неона, кислорода. По мере горения
элементов с большим Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со
все возрастающей скоростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных
реакций (рис.2).
Если для массивной звезды (масса звезды ~ 25 масс Солнца)
реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия
происходит в десять раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6
месяцев, а горение кремния происходит за сутки. Какие элементы могут
образоваться в звездах в последовательной цепочке термоядерных реакций синтеза?
Ответ очевиден. Ядерные реакции синтеза более тяжелых 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 звездного термоядерного синтеза, так как ядра в районе железа
имеют максимальную удельную энергию связи. Ядерные реакции, происходящие в
звездах в условиях термодинамического равновесия, существенно зависят от массы
звезды. Происходит это потому, что масса звезды определяет величину
гравитационных сил сжатия, что в конечном итоге определяет максимальную
температуру, достижимую в центре звезды. В табл. 1 приведены результаты
теоретического расчета возможных ядерных реакций синтеза для звезд различной
массы.
Таблица 1
Теоретический расчет возможных ядерных реакций в звездах
различной массы
Масса, M
Возможные ядерные реакции
0.08
Нет
0.3
Горение водорода
0.7
Горение водорода и гелия
5.0
Горение водорода, гелия, углерода
25.0
Все реакции синтеза с выделением энергии
Если начальная масса звезды превышает 10M,
конечной стадией её эволюции является так называемый “взрыв сверхновой”. Когда в
массивной звезде иссякают ядерные источники энергии, гравитационные силы
продолжают сжимать центральную часть звезды. Давления вырожденного электронного
газа недостаточно для противодействия силам сжатия. Сжатие приводит к повышению
температуры. При этом температура поднимается настолько, что начинается
расщепление ядер железа, из которого состоит центральная часть (ядро) звезды, на
нейтроны, протоны и α-частицы. При таких высоких температурах ( T ~ 5·109
K) происходит эффективное превращение пары протон + электрон в пару нейтрон +
нейтрино. Так как сечение взаимодействия низкоэнергичных нейтрино (Eν
< 10МэВ) с веществом мало (σ ~ 10-43
см2), то нейтрино быстро покидают центральную часть звезды,
эффективно унося энергию и охлаждая ядро звезды. Распад ядер железа на более
слабо связанные фрагменты также интенсивно охлаждает центральную область звезды.
Следствием резкого уменьшения температуры в центральной части звезды является
окончательная потеря устойчивости в звезде. За несколько секунд ядро звезды
коллапсирует в сильно сжатое состояние нейтронную звезду или черную дыру.
Происходит взрыв сверхновой с выделением огромной энергии. В результате
образования ударной волны внешняя оболочка нагревается до температуры ~ 109
K и выбрасывается в окружающее пространство под действием давления излучения и
потока нейтрино. Невидимая до этого глазом звезда мгновенно вспыхивает. Энергия,
излучаемая сверхновой в видимом диапазоне, сравнима с излучением целой
галактики.
В момент взрыва сверхновой температура резко повышается и во
внешних слоях звезды происходят ядерные реакции так называемый взрывной
нуклеосинтез. В частности, образующиеся интенсивные потоки нейтронов приводят к
появлению элементов в области массовых чисел A > 60. Взрыв сверхновой довольно
редкое событие. В нашей Галактике, насчитывающей ~ 1011 звезд, за
последние 1000 лет было замечено всего 3 вспышки сверхновых. Однако частота
вспышек сверхновых и количество вещества, выбрасываемого в межзвездное
пространство, вполне достаточны для объяснения интенсивности космических лучей.
После взрыва сверхновой уплотнившееся ядро звезды может образовать нейтронную
звезду или черную дыру в зависимости от массы вещества, оставшегося в
центральной части взорвавшейся сверхновой.
Таким образом, внутри звезды происходит переплавка водорода в
более тяжелые элементы. Затем образовавшиеся элементы рассеиваются в окружающее
пространство в результате взрыва сверхновых звезд или в менее катастрофических
процессах, происходящих в красных гигантах. Выброшенное в межзвездное
пространство вещество используется снова в процессе образования и эволюции звезд
второго и последующих поколений. В процессе эволюции звезд населения I и
населения II происходит образование все более тяжелых элементов.
e
2H):
). M
