Б.С. Ишханов, И.М. Капитонов, Н.П. Юдин - Частицы и атомные ядра (1120562), страница 91
Текст из файла (страница 91)
Время пребывания звезды на главной лоследовательности на 2-3 порядка больше времени всей последуюшей ее эволюции. Поэтому 10 10 10' 10 б0 20 10 5 Рве.!О.З. Диаграмма эволюции звезды Глава 1О. Нуклеосинтез и Вселенная количество звезд на главной последовательности существенно превышает число звезд на других участках диаграммы Герцшпрунга — Рессела. В массивных звездах (М ) !ОМо) горение водорода происходит при относительно низкой плотности (1-10 г/смз) и более высокой температуре ((4 — 3) 10' К) 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 счет термоядерной реакции горения водорода там не выделяется, тепловое ф 7. Сингнез ядер в звездах давление, препятствующее гравитационному сжатию, ослабевает, и гели- евое ядро начинает сжиматься. Сжимаясь, ядро звезды нагревается, и температура в центре звезды прололжает расти.
Кинетическая энергия сталкивающихся ядер гелия увеличивается и достигает в массивной звезле величины, достаточной для преодоления снл кулоновского отталкивания ядер гелия. Начинается следующий этап термоядерных реакций — горение гелия (при этом в центре массивной звезды Т = (2-3) 1О" К, средняя кинетическая энергия ядер гелия 30 кэВ и плотность -!0' г/смз); Не+ Не- Ве+7 — 0,09МэВ, Не+ Ве- "С+7+7,37 МэВ.
Особенностью горения гелия является то, что первая реакция ('Не + 4Не — 'Ве + 7) приводит к образование неустойчивого ядра "Ве, время жизни которого около 1О и с. Однако из-за высокой плотности ядер ~Не оказывается, что прежде чем ядро "Ве снова распадается на две а-частицы, оно успевает провзаимодействовать еще с одним ядром 4Не. Горение гелия (гелиевая вспышка), начавшееся со сжатия ядра звезды и повышения температуры в ее центре, приводит к тому, что в процесс термоядерного горения вовлекаются более отлаленные от центра слои звезды. Увеличение темпа излучения приводит к увеличению размеров внешней оболочки в десятки и сотни раз, что влечет за собой падение температуры внешних слоев звезды.
В спектре ее излучения начинает преобладать красный цвет. Звезда сходит с главной последовательности на диаграмме Герцщпрунга — Рессела н 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 ока:кутся 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 счет вновь начавшегося гравитационного сжатия ядра звезды, когла возросшая кинетическая энергия а-частиц (ядер гелия) позволит им, преололев кулоновский барьер, вызвать реакцию Не+ С- ' 0+7+7,!6 МэВ. Если звезда массивна (>!ОМв), то в результате термоядерного горения в ней последовательно образуются все более тяжелые ядра.
Основными процессами при этом являются последовательные захваты а-частиц с образованием а-кратных ядер пашам,,омам. С вЂ” Π— Не — Мя — б! (10.22) и реакции слияния углерода и кислорода аС+ "С и '~О + мО, Кажлый этап такого последовательного образования все более тяжелых ядер в центре звезды начинается с гравитационного сжатия ядра Глава 10. Нуклеосинлгез и Вселенлая звезды, приводящего к выделению дополнительной гравитационной энергии, разогреву звезды и созданию условий для реакций синтеза все более массивных ядер. Итогом всех вышеупомянутых процессов является обогащение ялра звезды изотопом жЯ, так как, с одной стороны, для этого изотопа существуют различные возможности быстрого синтеза, а с другой— он обладает повышенной устойчивостью, поскольку ему отвечает заполненная подоболочка 141п При повышении в центре массивной звезды температуры до (3-5) ° 10з К и плотности до в 3 ° 10~ г/смз создаются условия лля горения кремния.
Однако кулоновский барьер слишком велик для эффективного слияния ядер кремния и образования ядер ~~% непосредственно в реакции ж Я + мЯ ~ Кй + 7 + 10„92 МэВ М8+ гх (9 = — 9,98 МэВ), гА1+ р (Г~ = — 11,58 МэВ), Я+и (9 = — 17,!8 МэВ). Я+7 В результате появляется большое количество и, р и а-частиц и их роль в горении кремния увеличивается. жЯ и образующиеся продукты с большим 8, облучаясь в потоках и, р, а и 7, в термодинамическом равновесии формируют большинство элементов в районе железного максимума, При температуре = 1Оз К ядерные реакции в звездах можно разделить на две группы.
Первую группу составляют реакции захвата, при которых (заметим, что за!9! неустойчив и путем двух последовательных )5-распадов превращается в "Ге: ~~аХ! —,",Со — м~ре), На этой сталин эволюции массивных звезд существенную роль начинают играть многочисленные реакции с участием протонов, нейтронов, а-частиц и 7-квантов, необходимые количества которых появляются внутри звезды за счет реакций расщепления (главным образом под действием 7-квантов) уже образованных элементов.
Эти реакции приводят к образованию элементов в районе железного максимума на основе исходных ядер мЯ, Остановимся на этом подробнее. Мы видели, что по мере того как в ядерные реакции синтеза вступают все более тяжелые ядра, происходит повышение температуры звезды. При температуре 1Оз К в звездной эволюции появляется новый момент: в ядерных превращениях существенную роль начинают играть электромагнитные процессы — реакции под действием 7-квантов и электронов. Наряду с ростом энергии фотонов с увеличением температуры (Е ~ Т) растет и их число (1тт Т4). Существенно раньше, чем будуг достигнуты условия для слияния двух ядер кремния, энергии и интенсивности фотонов окажутся достаточными для протекания реакций фоторасщепления кремния: 4бб б 7.
Синнгез ядер в звездах скорости образования ядер с болылим А доминируют над скоростями распада ядер под действием фотонов. В результате этих реакций н образуются ядра вплоть до А 60. Сильный спад распространенности элементов, наблюдающийся в этой области массовых чисел, обусловлен влиянием кулоновского барьера. Реакции первой группы ответственны за генерацию энергии в относительно спокойный период звездной эволюции.
По мере того как увеличивается температура в центре звезаы, все большую роль играют реакции фоторасщепления, т. е. образование элементов с меньшим А, так как в результате взаимодействия 7-квантов с ядром происходит его расщепление. Наиболее характерные реакции (7,Р) и (7,п). Реакции фоторасшепления ядер относятся к реакциям второй группы и приводят к появлению протонов и нейтронов, которые взаимодействуют с продуктами углеродного и кислородного сгорания.
Так как пороги реакций (7, р) и (7, и) для а-частичных ядер (!уа) выше, чем лля соседних ядер, они будут меньше разрушаться фотонами, т.е. будет происходить увеличение их относительной распространенности. Такой эффект наблюдается для всех а-частичных ядер вплоть до нестабильного изотопа мМ! (!Пз — — 6,1 сут). Таким образом, на этой стадии эволюции процессы образования ядер с большими А будут конкурировать с процессами фоторасшепления.
В конце концов реакции захвата а-частиц оказываются в равновесии с обратными реакциями фоторасшепления, например, з1+ Не 2+7, В+ Не н- ' Аг+ у. 24 2О !2 а !в 24 Э2 Рве. 10.4. Сеть «парных реакций, приводящих к синтезу элементов от гелия до германия 466 Глава !О. Оуклеосинтез и Вселенная Таким образом, эти реакции, называемые Е-процессом, происходят в условиях термодинамического равновесия, Расчеты показывают, что, исходя из этих двух механизмов, удается описать распространенности элементов в области средних ядер и объяснить максимум в районе железа.
На рис. 10.4 представлена сеть ядерных реакций, приводящих к синтезу элементов от гелия до германия. Для детальных расчетов распространенности элементов в звездах, прошедших стадии горения углерода, кислорода, кремния с образованием элементов группы железа, необходимы экспериментальные данные о большой совокупности ядерных реакций, приведенных в левом верхнем углу рис. 10.4, начиная с низких энергий порядка нескольких сотен кэВ.
Удовлетворительное согласие результатов расчета распространенности различных элементов в районе железного максимума с данными наблюдений свидетельствует о том, что рассмотренная модель довольно близка к реальной ситуации. По мере горения элементов с все большим е температура и давление в центре звезды увеличиваются со все возрастающей скороспю„что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций (рис. 10.5). Если лля массивной звезды (25М,,) 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.
1Оа 1О' 1О4 10" 1О з Ш' 1О' 1О' Ш' 1О" 1Он Рвс. 10.5. Эволюция массивной звсзлы (М > 25Мс) 467 в 7. Спялгез ядер в звездах протозвезда -с)-®.® водорода горение взрыв сверхиовои горение углерода, неона, кислорода стадия предсаерхноаой горение кремния Рис. !В.е. Основные этапы эволюции массивной заезды (М > 25М. ) 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. На стадии горения кремния звезда достигает максимального размера. Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более тяжелые ядра сгорают в ядерных реакциях„тем больше энергии выделяется в единицу времени и тем больше ее светимость. Железная звезда должна светить в!00 раз ярче водородной.
![](https://s.studizba.com/z.php?f=/templates/si/i/noavatar.png&w=100&h=100&t=1"){kind=avatar}
