И.М. Капитонов - Введение в физику ядра и частиц (1120452), страница 42
Текст из файла (страница 42)
Лишь около 0.6 МэВ уносят нейтрино. 26б Лекция 14 Цепочка (14.11а) иачвиается с реакции (14.10), вдушей за счет слабого взаимодействия. Эта реакция викогда ие наблюдалась в земных условиях. Малая величина сечеиия этой реакпии объясняет, почему стадия горевия водорода — самая прсеюлжительная стадия звездной эволкщви. Большинство звезд находится именно иа этой стадие. В звездах более массивных, чем Солнце, имеющвх более высокую внутреннюю температуру (> 2 10г К) водород «сгорает», главным образом, в другой последовательиости реакций, называемой угяеродвым чивяом. Особевиость его в том, что начинаясь с ядра углерода, он сводится к последователькому добавлению четырех протонов и образовавкю из иих и конце цикла ядра ~ ~Не: зезС+Р-> ~~~Х+7+ 1.94МэВ, '~~К -~ зезС+ е++ и, + 1.20М»В, «С+р «7Н+7+ 7.33М»В! ~гИ+р-~ «О+ 7+730МэВ, 'э~ О -« '~~Н + е+ + и, + 1 73 МзВ, '~~И+ р -+ ~ецС+ ~~Не+ 4 97М»В.
Цикл начинается с ядерной реакции между ядрами водорода и имеющимися в звезде ядрами углерода. Образующийся радиоактивный изотоп ~~И в результате Д+-распада (газ = 10 мии) превращается в изотоп ззС. Затем в результате лоследовательного захвата двух протоков происходит образование ядер з«Я и 'зО. Радиоактивное ЯдРо ззО в Ре»Ультате Ф+-Распада (8з~з = 122 с) превращается в изотоп 'зГз. Завершается углеродный цикл реакцией захвата ядром ззН протока с"-образаваиием ядер ззС и ~Не.
Таким образом, в углеродиом цикле ядра углерода играют роль катализаторов, Количество этих ядер в результате цепочки реахций ие меняется. Стабильная звезда иа стадии горения водорода вахсаится иа главной последовательиости деаарамлы Герцшпрунеа-Рассеьа (рис, 14.1), представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры ее повешшости. Время пребывания звезды па главной последовательности иа 2-3 порядка больше времеви всей последующей ее эволюции. Поэтому количество звезд па главной последовательности существеиио превышает число звезд иа других участках диаграммы Герцшпрувга-рассела. 267 10о бО 20 ЗО б Ряс. 14Л. Лиегремнв зволзоцви звезды В массивных звездах (М > 10Мв) горение водорода происходит при относительно низкой плотности (1-10 г/смз) к более высокой температуре ((4-8) 10 К) по сравнению со звездами, имеющими массы близкие к солнечным.
По мере того, как в центральной части звезды сгорает водо.- род, его запасы там истощаются и накапливается гелий. В центре звезды формируется гелиевое ядро. Когда водород в центре звезды выгорел, энергия за счет термоядерной реакции горения водорода там не выделяется, тепловое давление, препятствующее гравитационному сжатию, ослабевает и гелиевое ядро начинает сжнматься.
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 пент- 270 4.0 звездной эволюции массивных звезд главную роль начинают играть многочисленные реакпии с участием протонов, нейтронов, сг-частиц и 7-квантов.
Быстрый захват ядрами кремния н образующимися более тяжелыми ядрами нуклонов в а-частиц приводит к образованию большинства элементов в районе ежелезного максимумаз в кршюй распространенности элементов (рис. 7.1 и П.1) на основе исходных ядер за81 и формированию железной сердцевины звезды. По мере горения элементов со все большим Я температура и давление в центре звезды увеличиваются со все возрастающей скоростьйг, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций (рис.
14.2). Если для массивной звезды (25Мв) реакция горения водорода продолжается несколько мюшнонов лет, то горение гелия происходит в 10 раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 мес., а горение кремния происходит за сутки. Какие элементы могут образовываться в звездах в последовательной цепочке термоядерных реакций синтеза7 Ответ очевиден. Ядерные реакции синтеза более тяжелых элементов могут продолжаться до тех л, 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 (рис. 14.3). 1г/А, Мап На стадии горения кре- мния звезда достигает мак- 8,0 Ра симального размера. Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более тяжелые ядра сгорают в ядерных реакциях> тем большее количество энергии будет выделяться в едиввцу времеви и тем больше 2.0 А будет ее светимость. Же- лезная звезда должна све- о ао 100 160 дю тить в 100 раз ярче всдоРис. 1я.з. Зависимость у~ильмой висргии Ргещой. савва И'7А ат массового числа А 271 В процессе горения звезды в ее центре последовательно истощаются запасы водорода, гелия, кислорода, неона, кремния.
Термоядерные реакции постепенно захватывают периферию звезды, прнводя к расширению ее 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 легшее элементы.
Внешняя оболочка состоит из водорода. "О-ОО.®. водороде го~иве овэдии иредоеврхиоэой эиоиородв з~ н гово иыиие взрыв сверхновой Рно. гед. Основные этэны эвонынвн массивной звезды (М > эБМе) Термоядерные реакции, происходящие в звездах, существенно зависят от массы звезды. Происходит это, очевидно, потому, что масса звезды определяет величину гравитационных сил сжатия, что в конечном счете определяет максимальные температуры и плотности, достижвмые в центре звезды. В табл. 14.4 приведены результаты теоретического расчета возможных реакций ядерного синтеза для звезд различной массы. Из таблицы видно, что полнел последовательность ядерных реакций синтеза возможна лишь в массивных звездах. В звездах с де С 0.08МО гравитационной энергии недостаточно для нагрева звездного вещества до температур, необходимых для протекания реакции горения водорода.
273 Лекция 15 'В Заклычитвльныв стадии ксизни звезд. Сверхновыв «3. Конвчныв зквааы вво кончи Всвлвнноя 3. Коса«ические лучи '1. Заклгочительные стадии жизни звезд. Сверхновые На стадиях нарушения динамического равновесия, когда в центре массивной звезды последовательно выгорают волород, гелий, углерод и т.д. и каждый раз начинается гравитационное сжатие ядра звезды, приводящее к его резкому разогреву, происходят периодические извержения звездного вещества в окружающей пространство. При этом звезда теряет внешнюю оболочку и Остается после завершения всех возможных термоядерных реакций в виде центрального ядра.
Дальнейшая судьба звезды определяется массой этого ядра. Если она < Мв (это имеет место при начальной массе звезды ( 8Мв), остаток звезды (ядро) за счет гравитационного сжатия уменьшается в размерах и превращается в белый карлик. Изолированная звезда может пребывать в состоянии белого (а затем и черного) карлика неограниченно долго, постепенно остывая. Плотность белого карлика 10в-10~г/смз, температура поверхности около 10в К.
При этих условиях атомы должны быть полностью ионизованы и внутри звезды ядра должны быть погружены в море электронов, образующих вырожденный электронный газ. Лавление этого газа препятствует дальнейшему гравитационному коллапсу звезды. Это давленке имеет квантовую природу н возникает как следствие приншша Паули, которому подчипзются электроны.
Принцип Паули устанавливает преиелыпвй минимальный объем пространства, который может занимать каждый электрон (этот объем 10 зо-10 з1 смз, соответственно среднее расстояние между электронами св 10 'о см). Гравитационное давление белою карлика не в состоянии этот объем уменьшить. В белом карлике все электроны достигли минимального объема и гравитационные силы уравновешены внутренним давлением электронного газа. 1э з« . зы 274 Лекция 1Б Расчеты показывают, что максимальная масса белого карлика 1.4Мй. Таким образом, давление вырождения электронов не может удержать массы болыпие, чем 1.4в (предае Чандрасекара).
Если О.БМй < М < 1.4Мн, ядро белого карлика состоит из углерода в кислорода. Если М < О.боМ, ядро белого карлика гелиевое. Светимость белых карликов составляет 10 з-10 е светимости Солнца. Их излучение обеспечивается запасенной в нвх тепловой энергией. Еспи начальная масса звезды М ) 10Мйо конечной стадией ее эволюции является езрые сееряноеоб. Массивная звезда проходит все этапы термоядерной эволюции, завершая «жизненный путь» гравитационным коллапсом.
Более подробно рассмотрим развитие такой звезды с момента, когда в ее центре становится возможным горение кремния с образованием ядер железа. Чтобы достичь этой стадии массивной звезде необходимо несколько миллионов лет. Все дальнейшее происходит стремительно. Реакция горения кремния происходит в течение суток. В центре звезды, внутри кремниевой оболочки начинает формироваться железное ядро. На гравице железного ядра и кремнвевой оболочки и в более удаленных слоях продолжается синтез элементов и выделение энергии за счет термоядерных процессов. Состоящая вз элементов группы железа центральная область начинает сжиматься.
Однако ядерные источники энергии уже исчерпаны, так как образовавшиеся в центре звезды атомйые ядра имеют максимальную удельную эвергшо связи, Ядерный разогрев сердцевины звезды прекращается, и ова разогревается лишь за счет выделяющейся при сжатии гравитационной энергии. При температуре Б ° 10е К существенную роль начйнают играть реакции расщепления ядер железа на нейтроны, протоны и ядра гелия, а также реаюши слабого взаимодействия ядер (А, Я) + е — > (А, Я вЂ” 1) + и, с выбросом нейтрино.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
