Мир вокруг нас
Шрифт:
Рис. 256 [65],[66]. Реакции
После реакции присоединения протона более тяжёлым ядром, происходит, опять же, реакция слабого взаимодействия (b+ распад, т. е. вылет W+ бозона, далее распадающегося на позитрон и нейтрино), превращающая протон в нейтрон (необходимый для дальнейшего построения ядер), см. рис. 256. Но в данном случае, реакция слабого распада легко осуществима, т. к. не требует образования дипротона, как в менее массивных звёздах.
Дальнейшие реакции — приводят к образованию, в конечном итоге, выгодных альфа-частиц (как и в случае протон-протонной (слабой) цепочки), при этом, ядра C, N, O, F — восстанавливаются, см. рис. 256. Из того, что ядра C, N, O, F не расходуются, являясь т. о. катализаторами реакций горения водорода, совокупность реакций с их участием — и получила название CNO-цикла (как последовательность реакций, замкнутая на себя). (Заметим, что само явление катализа — встречается и на других уровнях вещества, например, в химических реакциях).
Исходные, промежуточные и конечные ядра (изотопы) в этих реакциях (а также вылетающие, в процессе, частицы (нейтрино и позитрон, и фотон)), в наглядном виде — уже рассматривались ранее, поэтому не будем на том подробно останавливаться.
Далее:
Звёздная эволюция
Рассмотрим жизненный путь звёзд, т. е. изменения, происходящие со звёздами, с течением времени. Наблюдениям — доступны звёзды на разных этапах эволюции, что отражается на разнообразии их свойств.
Началу звёздной эволюции предшествуют процессы рождения звезды (формирования её из межзвёздного газового / газо-пылевого облака). Эти процессы — неотделимы от возникновения объектов более высокого уровня вещества — планетных (и звёздных) систем, поэтому будут рассматриваться позже.
Рождение звезды — это время, когда объект отделяется от остальной газовой или газо-пылевой туманности, и обретает гидростатическое равновесие, свойственное уровню вещества планет и звёзд. Для этого — необходим достаточно сильный источник внутренней энергии, т. е. термоядерные реакции. Реакции горения дейтерия, начинающиеся первыми, согласно расчётам — уже способны вызвать остановку (или замедление) гравитационного сжатия [67], т. е. создают гидростатическое равновесие, а также способствуют отделению объекта от остальной туманности [68]; т. о. горение дейтерия может считаться временем рождения звезды.
Горение дейтерия, однако, относительно короткая стадия в эволюции звёзд (занимающая не более сотни миллионов лет, у наименее массивных звёзд (коричневых карликов), и менее, у более массивных звёзд [69]). После выгорания дейтерия, все звёзды (кроме коричневых карликов), сжимаются далее, пока, вследствие роста температуры в недрах, не начнутся реакции горения водорода. Вернее, сжатие звезды и рост температуры продолжаются ещё некоторое время и далее, до тех пор, пока реакции горения водорода не ускорятся и не достигнут достаточной интенсивности, чтобы компенсировать силу гравитации, стремящуюся сжать звезду. В массивных звёздах, эта интенсивность горения водорода (и температура в недрах) — устанавливаются на гораздо более высоком уровне, чем в менее массивных звёздах. Поэтому, массивные звёзды — живут гораздо меньше, чем лёгкие, и исчерпывают запас водорода в центральных областях (ядре) намного быстрее лёгких звёзд: Например, времена жизни звёзд с массами от нескольких до более сотни масс Солнца — исчисляются всего миллионами лет, в то время как маломассивные, т. н. красные карлики (= звёзды с массами 0,075–0,6 массы Солнца [70]) — могут существовать,
Хотя горение водорода — самый продолжительный этап эволюции звёзд (кроме коричневых карликов), в течение которого (от миллионов до триллионов лет) звезда светит ровно и практически не меняется, но рано или поздно, звёзды сжигают свой запас водорода в центральных областях (ядре), и переходят к завершающим этапам эволюции, при которых наблюдаются значительные изменения.
Ни один из красных карликов — ещё не мог дойти до завершающих этапов эволюции, т. к. время жизни этих маломассивных звёзд — должно превышать время, прошедшее от Большого Взрыва (13,8 млрд лет). Не далеки от них и оранжевые, а также жёлтые карлики (в числе которых — Солнце, расчётное время жизни которого — составляет около 10 млрд лет, что также не далеко от времени, прошедшего от Большого Взрыва, и т. о. значительная часть жёлтых карликов (как и оранжевые (= более лёгкие) карлики) — тоже не могли пройти полный путь эволюции).
Звёзды же достигающие завершающих этапов эволюции, претерпевают следующие изменения:
Прекращение реакций горения водорода в ядре звезды, приводит к дальнейшему гравитационному сжатию, и повышению температуры в недрах. Истощение запасов водорода в ядре, и рост температуры в нём — приводят к возможности горения водорода на поверхности ядра (состоящего из ядер гелия), т. о. горение водорода не прекращается, а продолжается в т. н. слоевом водородном источнике.
Перемещение горения водорода из центра ближе к периферии звезды (в слоевой источник) — приводит к расширению ещё более периферических областей, и превращению звезды в красного гиганта [73]. Диаметр звезды в этой стадии, оказывается многократно превышающим исходный размер звезды.
В целом, в фазе красного гиганта, звезда разделяется на более плотное (чем ранее) ядро, и более разрежённую (и протяжённую) периферийную часть.
Гравитационное сжатие центральных областей, и повышение температуры в ядре — происходят до тех пор, пока температура не достигнет около 108 K, необходимых для начала реакций горения гелия [74]. Рассмотрим это явление подробнее:
Горение гелия
Основные реакции горения гелия — это т. н. тройной альфа процесс, превращающий три альфа-частицы в ядро углерода 12, и дальнейшая реакция — слияние альфа-частицы с образовавшимся ядром 12C, дающая ядро кислорода-16. Тройной альфа процесс, как видно — служит начальной реакцией горения гелия в звёздах.
Тройной альфа процесс — состоит из двух реакций, см. рис. 257. В первой реакции, образуется крайне нестабильное, ядро бериллия-8, существование которого менее выгодно, чем даже пребывание альфа-частиц в свободном состоянии. Поэтому эта, первая реакция — идёт с поглощением энергии, а те ядра, что образуются — распадаются за ничтожное время (8,19x10–17 сек). Ядро бериллия-8 необходимо для следующей реакции: присоединения ещё одной альфа-частицы этим ядром, с образованием стабильного, выгодного ядра углерода 12. Эта реакция — приводит к выделению значительной энергии (см. рис. 257).
Рис. 257 [75],[76],[77]. Реакции тройного альфа-процесса
С привлечением наглядных представлений о строении ядер, данные реакции выглядят следующим образом: Причина нестабильности (невыгодности) ядра бериллия-8 — уже рассматривалась ранее, и показана на рис. 258. Как видно из рис., невозможно сохранение целостности альфа-частицы, при её объединении с другой альфа-частицей, при образовании бериллия-8, в отличие от углерода-12. В ядре бериллия-8, могут существовать только дейтериевые кластеры, выгода которых невелика. И наоборот, из наглядной геометрии также усматривается стабильность (выгода) ядра 12C, т. к. оно состоит из выгодных, в т. ч. взаимно уравновешенных, альфа-кластеров, см. рис. 258.