Ядерный синтез в звездах – Происхождение галактик и звёзд. Строение нашей Галактики. Эволюция звёзд. Синтез химических элементов в звёздах. Сверхновые и квазары.

Содержание

Ядерный синтез Ядерный синтез в звездах.

Так называется слияние ядер легких элементов с образованием ядер более тяжелых элементов. В этом процессе выделяется гигантское количество энергии. На рис. 1.35 схематически изображено слияние двух изотопов водорода с образованием гелия.

Рис. 1.35. Реакция ядерного синтеза: слияние ядер дейтерия и трития: 2H (дейтерий) + 3H (тритий) -> *Не + + ‘n + энергия.

Осуществление реакций ядерного синтеза сопряжено с гораздо большими трудностями, чем проведение химических реакций. Дело в том, что ядра отталкиваются друг от друга из-за наличия у них положительных зарядов. Это препятствует тесному контакту между ними, необходимому для осуществления ядерного синтеза. Однако если ядра сталкиваются друг с другом с достаточно большой скоростью, то им удается преодолеть барьер, обусловленный отталкиванием электрических зарядов. Этого можно достичь, разогревая смесь легких изотопов до температур порядка 100 млн. °С.

Когда газ разогрет до очень высокой температуры, электроны приобретают достаточную энергию, чтобы оторваться от ядер. В результате газ становится ионизированным. Такой ионизированный газ называется плазма. Его свойства существенно отличаются от свойств обычных газов при невысоких температурах. Звезды и Солнце состоят из плазмы. И вообще плазма представляет собой наиболее распространенную форму материи во Вселенной.

Ядерный синтез в звездах

Элементы синтезируются в звездах в процессе ядерного синтеза. Например, кислород-16 синтезируется при слиянии ядер углерода-12 и гелия-4. В этом процессе происходит испускание у-лучей:

12С+ 4He = 16С + у

Синтез кислорода-16 представляет собой всего лишь одну стадию в целой серии процессов ядерного синтеза. Другие изотопы, образующиеся в этой серии, включают неон-20, фтор-18, магний-24 и кремний-30.

Процессы ядерного синтеза в звездах проходят через две различные фазы. Большая часть тяжелых ядер образуется на медленной «спокойной» фазе ядерного синтеза, во время которой синтезируются всё более тяжелые ядра. Выделение термоядерной энергии на фазе спокойного синтеза продолжается миллионы лет.

Когда звезды, масса которых больше определенной величины, исчерпывают свой запас ядер, способных сливаться друг с другом, наступает вторая фаза ядерного синтеза — так называемый взрывной ядерный синтез. Поскольку звезда лишается источника энергии от слияния ядер, она сжимается под действием гравитационных сил, а затем взрывается-образуется сверхновая звезда. От взрыва звезда разогревается до нескольких миллиардов градусов Цельсия за несколько десятых долей секунды, что приводит к дальнейшему ядерному синтезу. Этот взрыв выбрасывает большую часть массы звезды в межзвездную среду, а на месте прежней звезды остается лишь очень плотный, компактный космический объект, например нейтронная звезда либо черная дыра.

Звезды главной последовательности

Большинство наблюдаемых звезд, включая Солнце, принадлежат к одному типу-так называемым звездам главной последовательности. Такие звезды представляют собой устойчивые газообразные сферы. Они мало изменяются в течение многих миллионов лет. Их существование поддерживается главным образом углерод-азот-кислородным циклом выделения энергии, или просто углеродным циклом. Этот цикл соответствует медленному превращению водорода в гелий в результате целой серии ядерных реакций, в том числе-реакций ядерного синтеза.

Углеродный цикл известен также под названием протон-протонная реакция. Он является преобладающим процессом в звездах главной последовательности с небольшой массой, подобных Солнцу.

Когда звезда исчерпает свой запас водорода, она сжимается, превращаясь в белый карлик, нейтронную звезду либо черную дыру. Солнце состоит приблизительно из 95% водорода, остальные 5% приходятся на долю гелия и более тяжелых элементов. Время жизни Солнца оценивается приблизительно в 10000000000 лет и половина этого срока приходится еще на будущее!

Оглавление:

www.himikatus.ru

Звёздная эволюция — Википедия

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Звёздная эволюция в астрономии — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. В течение таких колоссальных промежутков времени изменения оказываются весьма значительными.

Звезда начинает свою жизнь как холодное разреженное облако межзвёздного газа, сжимающееся под действием гравитационной неустойчивости и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитационного поля переходит в основном в тепло и излучение, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15—20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла

[1]. В таком состоянии она пребывает бо́льшую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла, пока не закончатся запасы топлива в её ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на периферии ядра.

Эволюция звезды класса G на примере Солнца

В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).

Изучение звёздной эволюции невозможно наблюдением лишь за одной звездой — многие изменения в звёздах протекают сли

ru.wikipedia.org

Эволюция звезд и синтез ядер » Привет Студент!

Звезда представляет собой огромный шар из раскаленного газа, сохраняющий свою форму благодаря действию собственных сил притяжения (подробнее о структуре звезд смотри работу. С течением времени структура звезды заметно не меняется. Отсюда мы делаем вывод о том, что внутренние части звезд находятся в гидростатическом равновесии. Внутри звезды существует строгое равновесие между силой тяжести, направленной вниз, и тепловым давлением газа, противодействующим силе тяжести. В любой точке внутри звезды давление газа должно быть достаточным для того, чтобы поддерживать вес вышележащих слоев. При перемещении от этой точки внутрь масса вышележащих слоев вещества возрастает, и для того, чтобы поддерживать увеличивающийся вес этой массы, требуется более высокое давление. Давление возрастает от поверхности звезды к центру, и в общем плотность и температура газа также возрастают с приближением к центру. Для центральных областей обычных звезд, таких, как Солнце, типична температура порядка нескольких миллионов градусов по шкале Кельвина. При таких условиях электроны в атомах срываются со своих орбит и все компоненты газа полностью ионизируются. Поэтому газ ведет себя как идеальный при плотностях, превышающих плотность воды более чем в 100 раз (что, в частности, характерно для центра Солнца), так как ядра атомов по размерам во много раз меньше самих атомов и частицы располагают вполне достаточным пространством для движения между соударениями.

В нормальных условиях возникающая внутри звезды энергия излучается ее поверхностью в виде электромагнитных волн. Для того чтобы энергия, рождающаяся в недрах звезды, могла достичь поверхности, необходимо непрерывное понижение температуры от высоких значений в центре до малых у поверхности. В принципе возможны три вида передачи энергии внутри тела звезды: теплопроводность, излучение и конвекция. Теплопроводность внутри звезды очень слаба, и поэтому ее участие в передаче энергии незначительно. Если температурный градиент внутри звезды не очень велик, то перенос энергии осуществляется главным образом путем распространения лучистой энергии. При этом излучение энергии происходит во всех точках внутри звезды, но поскольку интенсивность излучения пропорциональна четвер той степени температуры, то в областях с более высокой температурой интенсивность излучения больше, чем в областях с меньшей температурой. Поэтому диффузия фотонов внутри звезды происходит из областей с более высокой температурой в области с меньшей температурой.

При достаточно большой величине температурных градиентов становится возможным конвективный перенос. При конвекции тепло переносится веществом. Так, зародившийся где-либо в глубине звезды пузырек газа под действием сил плавучести начинает подниматься вверх и, пройдя некоторое расстояние, разбивается на более мелкие части, которые смешиваются с окружающим их веществом.

При этом газ, перемещающийся в звезде вертикально вверх, обладает более высокой температурой, чем газ, с которым он затем смешивается, в результате чего происходит эффективный перенос тепловой энергии массой движущегося газа.

Для того чтобы можно было теоретически определить структуру звезды, необходимо не только потребовать точного баланса давлений в любой точке (условие гидростатического равновесия), но необходимо также определить, как переносится энергия внутри звезды.

Удовлетворительными можно считать те модели звезд, в которых совместно решаются различные дифференциальные уравнения, описывающие эти процессы.

Энергия, излучаемая звездой в течение нескольких миллиардов лет, возникает в результате ядерных реакций, протекающих глубоко в ее недрах. Это реакции синтеза, при которых два относительно легких ядра сталкиваются и, сливаясь, образуют одно, более тяжелое ядро. Такие реакции синтеза сопровождаются выделением энергии. Поскольку скорости протекания термоядерных реакций очень сильно зависят от температуры, то высвобождающаяся в результате этих реакций энергия имеет значительную концентрацию вокруг центра звезды, где температура максимальная.

В типичной звезде, такой, например, как Солнце, ³/₄ массы состоит из легчайшего элемента — водорода. Так как на каждое ядро приходится только одна единица заряда, из всех возможных комбинаций ядер лишь между двумя протонами силы отталкивания Кулона будут наименьшими. Вследствие этого синтез ядер водорода в процессе термоядерной реакции будет происходить при наимень

ших температурах, так как для достаточного сближения двух протонов необходимо минимальное количество относительной кинетической энергии.

Следует при этом отметить, что наиболее эффективными процессами генерации энергии являются процессы с участием ядер водорода.

Синтез четырех протонов с образованием ядра гелия может происходить различными путями. Некоторые из этих процессов начинаются с реакции между двумя протонами, в результате которой образуется дейтерий.

При захвате дейтерием еще одного протона образуется Не³. При взаимодействии ядер Не³ друг с другом может образовываться Не⁴ с высвобождением двух протонов. В свою очередь, Не³, взаимодействуя с ядром Не⁴, может образовать изотоп бериллия Be⁷ и после еще нескольких ядерных реакций захватить дополнительный протон и образовать ядро Не⁴ с высвобождением первоначального ядра Не⁴, игравшего в этих реакциях роль катализатора.

В других ядерных реакциях происходит взаимодействие водорода с изотопами углерода, азота и кислорода. В результате этих реакций возникают связанные пары циклов ядерных реакций, в ходе которых ядра-углерода, азота и кислорода последовательно преобразуются друг в друга.

Таким образом, все эти элементы выступают как бы в роли катализаторов процесса, конечным продуктом которого является одно ядро Не⁴, образовавшееся из четырех ядер водорода.

Звезды, в центральной области которых происходит превращение водорода в гелий, называются звездами главной последовательности. Поскольку высвобождение имеющейся ядерной энергии в результате ядерных преобразований происходит в основном на стадии выгорания водорода и обращения его в гелий, то основная доля времени активной жизни звезды приходится на эту стадию. Предполагается, что Солнцу необходимо около 10¹⁰ лет на превращение водорода его центральной области в гелий, причем около половины этого времени уже прошло. После того как примерно 10% массы водорода в звезде типа Солнца в центральной области полностью превратилось в гелий, звезда не может долго оставаться стабильной и ее структура начинает относительно быстро меняться.

После того как весь водород в ядре такой звезды обратится в гелий, генерация энергии внутри ядра прекращается. Поток энергии от центра звезды к ее поверхности должен продолжаться, поэтому энергия, которая раньше выделялась в центре звезды в ходе ядерных реакций, генерируется при сжатии центральных областей звезды. Однако уплотнение центральных областей длится не очень долго, поскольку сжатие ядра звезды приводит к повышению температуры вещества не только в центральных, но и в других внутренних областях звезды. Скоро эта температура повышается до уровня, достаточного для того, чтобы вызвать сгорание водорода в ходе термоядерных реакций в областях, окружающих ядро и еще содержащих водород. В результате этих реакций образуется слоевой источник энергии, поток которой, направляясь к поверхности, снова поддерживает звезду в состоянии относительно длительного равновесия, хотя при этом структура звезды изменяется гораздо быстрее, чем раньше, когда происходило сгорание водорода на стадии главной последовательности. Поскольку структура звезды снова становится относительно стабильной, то отпадает необходимость в высокой температуре в центре ядра звезды для поддержания энерговыделения. Поэтому передача энергии из центра звезды в менее нагретые области приводит к тому, что по всему ядру звезды, к этому времени полностью состоящему из гелия, устанавливается почти одинаковая температура.

В дальнейшем по мере выгорания водорода внутри слоевого источника значительное количество водорода внутри звезды превращается в гелий, присоединяющийся к гелиевому ядру звезды. Между тем слоевой источник сгорания водорода перемещается в массе звезды наружу. Ядро продолжает расти по массе и медленно сжиматься, оставаясь приблизительно изотермическим. В то же время внешние области звезды характеризуются несколько иным поведением. Расчеты, связанные с эволюцией звезд, показывают, что при наличии слоевого источника, в котором происходит сгорание водорода, и связанной с ним неравномерности состава звезды, имеющей гелиевое ядро и оболочку (в основном водородную), одновременно со сжатием ядра должно происходить расширение внешней оболочки звезды. В то же время в связи с тем, что энерговыделение происходит ближе к поверхности относительно распределения масс в такой звезде, ее яркость возрастает. Тем временем внешняя оболочка звезды расширяется. В связи с этим площадь поверхности звезды возрастает, и при данной светимости

звезды температура, необходимая для обеспечения выхода энергии, падает. Температура поверхности звезды, таким образом, снижается, и теперь относительно большие звезды приобретают красный цвет. Такие звезды получили название красных гигантов.

Проведено немного расчетов, посвященных эволюции звезд после стадии красных гигантов. Однако имеющиеся расчеты указывают на ряд особенностей эволюции. У звезды, ставшей красным гигантом, масса ядра которого уже достаточно увеличилась за счет сгорающего в оболочке водорода, ядро начинает довольно быстро сжиматься. Энергия такого ядра уже не успевает излучаться со скоростью, достаточной для поддержания приблизительно изотермического состояния, поэтому температура центрального ядра начинает значительно превышать температуру слоевого источника, где происходит сгорание водорода. Когда эта температура достигает величины порядка (1/2)-10⁸ °К, начинаются термоядерные реакции сгорания гелия. В ходе этих реакций три ядра гелия могут соединиться и образовать одно ядро С¹², которое при захвате еще одного ядра гелия может преобразоваться в О¹⁶. В звезде с относительно малой массой с началом сгорания гелия начинается довольно значительное расширение ядра, и подобно тому, как раньше уплотнение ядра вызывало расширение оболочки, сейчас расширение ядра вызывает сжатие оболочки и разогрев поверхности звезды. С этого момента звезда перестает быть красным гигантом и становится так называемой звездой горизонтальной ветви по ее положению на диаграмме, на которой нанесены светимости звезд в зависимости от их поверхностных температур (диаграмма Герцшпрунга — Рессела). В несколько более массивных звездах происходят в основном те же процессы, однако сжатие внешней оболочки выражено при этом значительно слабее.

Проведенные расчеты звездной эволюции указывают, что процесс выгорания гелия в ядре будет протекать до конца, после чего опять ядро должно сжиматься. В результате начнутся термоядерные реакции сгорания гелия в среде, окружающей углеродно-кислородное ядро, и звезда на этой стадии своего развития может иметь, кроме оболочки сгорания водорода, еще и оболочку сгорания гелия. Эти оболочки снова будут продвигаться через массу звезды к ее поверхности, добавляя гелий в область, расположенную под оболочкой сгорания водорода, и добавляя углерод и кислород центральному ядру звезды, лежащему

под оболочкой сгорания гелия. Если на этой стадии масса звезды не превышает верхнего предела устойчивости для белого карлика, т. е. около 1/4 массы Солнца, то, вероятно, по прошествии некоторого времени слоевой источник сгорания гелия прекратит свое существование, а слоевой источник сгорания водорода подойдет очень близко к поверхности звезды.

Весьма вероятно, что при таких условиях на данной стадии развития большинство звезд будут белыми карликами. В такой звезде электроны образуют вырожденный газ, поддерживающий давление на уровне, достаточно высоком, чтобы воспрепятствовать дальнейшему гравитационному сжатию. Внешний слой водорода, который все еще может присутствовать на этой поздней стадии эволюции звезды, по-видимому, выбрасывается тем или иным путем. Возможными причинами такого отделения внешнего слоя водорода могут быть звездный ветер, выброс вещества оболочки с образованием ядра планетарной туманности или вспышки новой звезды, при которых выброс водородной оболочки имеет взрывной характер. Детали эволюции, которые могут привести к выбору одной из этих гипотез, еще недостаточно изучены. Поскольку на стадии красного гиганта звезды могут терять значительное количество массы (возможно, под влиянием каких-либо процессов, связанных со звездным ветром), массы звезд, которые впоследствии становятся белыми карликами, перворачально могли значительно превышать массу Солнца и, может быть, обладать массой, равной пяти солнечным.

Мнения астрофизиков-теоретиков относительно подробностей конечной стадии эволюции звезды, обладающей слишком большой массой, для того чтобы стать устойчивым белым карликом, весьма противоречивы. Согласно общему ходу развития должно продолжаться увеличение температуры и плотности ядра таких звезд. Можно допустить две гипотезы: это либо полный коллапс (взрыв, направленный внутрь), либо ядерный взрыв звезды.

До последнего времени считалось, что разрушение звезд с первоначальной массой в пределах 4—8 масс Солнца в процессе вспышек сверхновых звезд происходило следующим образом. С увеличением размеров ядра, состоящего из углерода и кислорода, и подъемом оболочки сгорания водорода и гелия сквозь массу звезды к ее поверхности ядро продолжает постепенно уплотняться все быстрее и быстрее, а температура звезды на

чинает быстро возрастать. Когда температура становится выше 10⁹ °К, начинаются термоядерные реакции с участием углерода, в ходе которых ядра углерода, взаимодействуя друг с другом, образуют различные более тяжелые ядра. Так как в ядре содержится вырожденный электронный газ, уравнение состояния такого газа сильно отличается от уравнения состояния идеального газа, характеризуясь почти уникальным соотношением между давлением и плотностью и слабой зависимостью давления от температуры.

Таким образом, рост температуры в ядре не оказывает заметного влияния на структуру ядра. Однако так как скорость совершающихся при этом термоядерных реакций зависит от высокой степени температуры, то начало термоядерных реакций с участием углерода ведет ко все более ускоряющемуся процессу энерговыделения и в результате этого — к разогреву центральной области звезды. Этот разогрев продолжается до тех пор, пока в ходе термоядерных реакций не израсходуется весь углерод и не начнутся термоядерные реакции с участием кислорода. В процессе этих реакций два ядра кислорода, взаимодействуя друг с другом, образуют более тяжелые ядра. Можно ожидать, что все эти реакции совершаются до того, как в структуре звезды начинаются существенные изменения и температура за это время поднимается настолько, что центральная часть ядра звезды перестает быть вырожденной.

Этого достаточно для возникновения в центре взрывной волны, которая распространяется к внешней границе ядра, взрывая на своем пути ядра углерода и кислорода и, вероятно, создавая условия для термоядерных реакций всюду до области железа, где ядра обладают максимально возможной энергией ядерной связи на нуклон и где их обилие определяется при помощи принципов ядерного статистического равновесия. Если развитие описанного процесса продолжается и в дальнейшем таким же образом, то вся энергия, образовавшаяся в ядре в результате термоядерного взрыва, создает гигантскую ударную волну, которая, проходя через поверхностные слои звезды, выбрасывает их в межзвездное пространство. Так происходит вспышка сверхновой звезды.

Но такая схема связана с очевидной трудностью, так как она ведет к полному взрыву звезды, после которого не остается никаких остатков. Однако в то время, как статистика наблюдений за сверхновыми звездами в нашей и других галактиках показывает, что звезды с небольшой массой, порядка 4 солнечных масс, неизбежно должны участвовать в процессах образования сверхновых звезд, статистика пульсаров, которые, как считают, являются нейтронными звездами — остатками взрыва сверхновых, показывает, что такие нейтронные звезды должны образовываться в результате большинства вспышек сверхновых звезд в этом диапазоне масс.

Решение этой загадки можно найти в работах Б. Пашинского, который отметил, что, когда в ядре звезды начинаются термоядерные реакции с участием углерода, в центре ядра зарождается конвективный процесс, необходимый для отвода части тепла, выделяющегося в ходе термоядерных реакций с участием углерода. Затем в центре ядра начинается конвективный процесс URCA, являющийся мощным механизмом охлаждения. При высокой плотности ядра вырожденные электроны могут обладать энергией Ферми порядка нескольких мегаэлектронвольт. Энергии этих электронов будут достаточно высоки, чтобы вызвать захват электронов некоторыми тяжелыми ядрами, присутствующими в ядре. Когда такое ядро переносится конвекцией в области с более высокой плотностью, происходит захват электронов с излучением нейтрино, а при последующем переносе этого же ядра в область с меньшей плотностью высвобождается электрон и ядро трансформируется в первоначальный вид с высвобождением антинейтрино. Возникающие в ядре звезды нейтрино и антинейтрино отводят, таким образом, огромное количество энергии, не допуская развития термоядерных реакций до взрывного состояния и в то же время позволяя протекать процессу сгорания углерода.

При таких условиях в ядре может продолжаться процесс сгорания углерода и кислорода, сменяющийся затем процессом сгорания кремния и образованием равновесного пика железа, если в ядре не начнется интенсивный процесс захвата электронов, способный привести к коллапсу и увеличению плотности ядерного вещества ядра звезды и образованию остатков нейтронной звезды. Вполне вероятно, что механизм излучения пульсаров, не достаточно понятый в настоящее время, но явно черпающий энергию у энергии вращения нейтронной звезды, вполне может привести к достаточно быстрому накоплению энергии в центре звезды, способной прорвать ее внешнюю оболочку, вызвав вспышку сверхновой.

Предполагается, что в более массивных звездах сгорание углерода и кислорода про

исходит при меньшей плотности ядра, прежде чем произойдет вырождение электронов ядра звезды. После того как ядро такой звезды претерпит коллапс и образуется остаток нейтронной звезды, излучение вновь образовавшегося пульсара может оказаться недостаточным для выброса слишком больших по массе вышележащих слоев звезды, и при дальнейшем нарастании массы на этом остатке нейтронной звезды нейтронная звезда может оказаться подавленной общерелятивистскими эффектами и коллапсировать с образованием объекта общего релятивистского коллапса, носящего название черной дыры. В этих случаях вспышка сверхновой звезды наблюдаться не будет.

Звезды с еще большей массой, порядка 50 солнечных масс и более, характеризуются несколько иным поведением. Большая часть массы рассматриваемых звезд может иметь очень высокую температуру, около 10⁹ °К, несмотря на то что плотность в этой части относительно невысока. При таких условиях электрон-позитронные пары приходят к равновесию с полем излучения фотонов, созданным энергией фотонов, в связи с чем звезда становится неустойчивой к коллапсу [24]. Однако область, в которой происходит образование электрон-позитронных пар, содержит огромное количество углерода и кислорода, и коллапс будет продолжаться только до тех пор, пока в этом углероде и кислороде не произойдет термоядерный взрыв. В результате происшедшего термоядерного взрыва все массивные внешние слои звезды выбрасываются в межзвездное пространство. Пока еще не ясно, можно ли ожидать при этом образование остатков звезды, однако, во всяком случае, мы можем еще раз ожидать вспышки сверхновой.

За последнее десятилетие ученые значительно продвинулись в понимании связи ядерных реакций, протекающих в процессе эволюции звезд, с распространенностью элементов в природе. В значительной степени этому пониманию способствовало составление хорошей кривой распределения элементов в веществе солнечной системы. Частично эта кривая основана на спектроскопических определениях обилия элементов на Солнце, однако коэффициент достоверности для любого из элементов в редких случаях был лучше двух, и использование далеко не точных данных о распространенности элементов на Солнце не позволяет выявить другие, более точные закономерности распространенности ядер элементов. Знание распространенности эле

ментов в веществе Земли имеет небольшую ценность, потому что Земля подверглась широкой химической дифференциации, в связи с чем определение общей распространенности какого-либо элемента в Земле представляет большую трудность. С другой стороны, некоторые виды метеоритов могут быть исключительно ценными источниками информации о распространенности элементов, и можно считать, что в отношении нелетучих элементов каменные метеориты, известные под названием углистых хондритов I типа, обладают в основном такими же нелетучими составляющими и в таком же количественном соотношении, как и межзвездная среда.

Водород составляет около 3/4 всей массы вещества солнечной системы, а гелий является вторым по распространенности элементом, составляющим около 1/4 части массы солнечной системы. Возможно, что основная масса гелия возникла в процессе космологического ядерного синтеза, как было описано выше, или, возможно, в процессе зарождения звезд первого поколения, возникших до начала образования галактик, после первоначального коллапса вещества Вселенной, вскоре после его разделения с излучением. Все остальные элементы, вместе взятые, составляют всего лишь около 1,6% массы вещества солнечной системы; из них для третьего по распространенности элемента — кислорода число атомов в 10^-3 раз меньше числа атомов водорода в солнечной системе.

Следующие за ними элементы: литий, бериллий и бор — распространены очень мало, в то время как углерод, азот и кислород гораздо более обильны. Сгорающий в звездах гелий преобразуется непосредственно в углерод и кислород, а промежуточные элементы разрушаются внутри звезд. Это позволяет понять непосредственную связь между этой весьма характерной особенностью распространенности элементов и особенностями ядерных реакций, протекающих внутри звезд. Азот при этом является продуктом совокупных циклов реакций с участием изотопов углерода, азота и кислорода, в ходе которых водород в звездах главной последовательности преобразуется в гелий.

Расчеты, проведенные в последнее время в области теории ядерного синтеза, указывают на то, что элементы в ряду от неона до никеля образовались при вспышках сверхновых звезд в ходе взрывных процессов с участием углерода, кислорода и кремния. Элементы этого ряда характеризуются промежуточной распространенностью в природе, и, конечно,

к ним относятся наиболее важные элементы, присутствующие на таких планетах, как Земля. Из нелетучих элементов в этом ряду наиболее распространены магний, кремний и железо, обилие которых сравнимо. Значительно менее обильны такие элементы, как натрий, алюминий и кальций. Сера распространена вдвое меньше, чем кремний, но, так как она отличается повышенной летучестью по сравнению с названными элементами, ее обилие в твердом веществе солнечной системы очень неодинаково. Из числа описанных ранее процессов, связанных с образованием сверхновых звезд, условиям образования этих элементов наиболее отвечает процесс развития массивных звезд, обладающих массой около 50 и более солнечных масс, прошедших в своем развитии стадию вспышки сверхновой звезды в результате нестабильности электрон-позитронных пар.

Проводящиеся в настоящее время исследования по ядерному синтезу дают возможность судить о том, как элементы, стоящие после никеля, могут образовываться в процессе эволюции звезд в результате различных вторичных реакций. Некоторые из этих элементов образуются в результате медленно протекающего процесса захвата нейтронов, в ходе которого нейтроны, возникшие вследствие термоядерных реакций на относительно малых компонентах среды при сгорании гелия, захватываются на ядрах пика железа, присутствующего в среде и ведущего, после процессов захвата нейтронов и B — распада, к образованию тяжелых элементов. В результате этого процесса могут образоваться только такие тяжелые элементы, как свинец и висмут, а у большинства из этих элементов — только несколько изотопов.

Другим процессом, могущим привести к образованию тяжелых элементов, является быстро протекающий захват нейтронов. Проведенные в последнее время расчеты показывают, что наиболее вероятной астрофизической средой, в которой возможен такой захват могло быть вещество внешней части ядра звезды, претерпевшее направленный во внутрь взрыв с образованием ядерных плотностей. Это вещество подвергается сжатию и преобразуется в основном в нейтроны вследствие захвата электронов протонами, прежде чем будет выброшено в пространство в ходе процесса, еще не получившего объяснения. Было показано, что при расширении любого вещества в ходе взаимодействия заряженных частиц образуются различные ядра со средним массовым числом, которые затем

захватывают оставшиеся окружающие его нейтроны, образуя много более тяжелые ядра. Этот процесс служит источником образования всех существующих в природе элементов, тяжелее висмута, включая все тяжелые радиоактивные ядра, встречающиеся в природе.

Остальные изотопы тяжелых элементов, образующихся не в процессе захвата нейтронов по той или иной временной шкале, по-видимому, образовались путем захвата протонов, происходившего по быстрой шкале времени, в ходе вспышек сверхновых звезд. Такие процессы могут иметь место во внешних областях взрывающейся звезды при прохождении ударной волны через область, еще содержащую первоначальный водород. При этом тяжелые элементы, содержащиеся в веществе со времени образования звезды, могут захватывать протоны и образовывать ядра с недостатком нейтронов.

В настоящее время ядерно-физические аспекты ядерного синтеза, вообще говоря, изучены количественно лучше, чем астрофизические аспекты. Наблюдения распространенности элементов в звездах показывают, что очень малое число звезд обеднено элементами, более тяжелыми, чем гелий, по сравнению с Солнцем в 100 раз и более. Большинство звезд в космическом пространстве характеризуются распространенностью этих элементов, отличающейся от солнечной не более чем в три раза. На основании этих результатов, а также некоторых попыток проследить историю ядерного синтеза нашей Галактики был сделан вывод о том, что скорость образования звезд была, по-видимому, очень большой на самых первых порах существования нашей Галактики или даже еще в предгалактический период, так что по шкале галактического времени образование тяжелых элементов тоже проходило довольно быстро. Вероятно, вследствие этого большинство звезд, образовавшихся в космическом пространстве после раннего периода быстрого образования звезд, содержало тяжелые элементы в количестве, достаточном для того, чтобы обладать системами планет, характеризующимися условиями, близкими к земным.

Скачать реферат: У вас нет доступа к скачиванию файлов с нашего сервера. КАК ТУТ СКАЧИВАТЬ

Пароль на архив: privetstudent.com

privetstudent.com

ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ. Астрономия

ЯДЕРНЫЙ СИНТЕЗ

Энергия, излучаемая звездой, возникает в процессе ядерного синтеза, который происходит в ядре звезды. В ходе этого процесса легкие ядра соединяются, образуя более тяжелые ядра, и высвобождается энергия в виде гамма-излучения и частиц высоких энергий. Энергия, высвобождаемая в пересчете на килограмм водорода, примерно в 10 млн. раз больше, чем энергия, высвобождаемая при сгорании одного килограмма нефти.

Температура в ядре звезды достигает десятков миллионов градусов, и ядра элементов движутся с очень большой скоростью. Поскольку они обладают положительным электрическим зарядом, то избегали бы столкновения и отталкивали друг друга, если бы двигались медленнее. Однако из-за быстрого движения два сталкивающихся ядра преодолевают силу электростатического отталкивания и соединяются, образуя более тяжелое ядро. В звездах Главной последовательности ядра водорода, представляющие собой одиночные протоны, соединяются в несколько этапов, образуя ядро гелия.

Сначала соединяются два протона, в результате чего один из протонов превращается в нейтрон и образуется ядро дейтерия, состоящее из протона и нейтрона, затем ядро дейтерия соединяется с новым протоном и образует ядро гелия-3, состоящее из двух протонов и нейтрона. И наконец два ядра гелия-3 соединяются и высвобождают два протона, в результате чего остающиеся два протона и нейтрона соединяются, образуя ядро гелия-4.

Пока в недрах звезды Главной последовательности сохраняется достаточное количество водорода, реакция ядерного синтеза продолжается, и поток излучения не дает звезде коллапсировать под воздействием собственной силы тяготения. Когда водород в ядре исчерпывается, ядро коллапсирует, а внешние слои звезды раздуваются и остывают, так что она становится красным гигантом. Затем ядра гелия начинают поэтапно соединяться, образуя ядра более тяжелых элементов и высвобождая новую энергию. Этот процесс продолжается до формирования тяжелых ядер, таких, как ядра железа. Поскольку для образования еще более тяжелых ядер необходима дополнительная энергия, реакция ядерного синтеза прекращается, и звезда снова коллапсирует, становясь белым карликом.

См. также статьи «Диаграмма Герцшпрунга — Ресселла», «Белыш карлик».

Поделитесь на страничке

Следующая глава >

info.wikireading.ru

Термоядерный синтез элементов в звездах можно изучать в настольном эксперименте

Вычисления израильских физиков доказывают, что термоядерные реакции синтеза химических элементов в звездах можно изучать в сравнительно простом и дешевом настольном эксперименте.

Когда речь идет об экспериментах по ядерным превращениям, на ум приходят прежде всего ядерные реакторы или ускорители тяжелых ядер, занимающие целое здание, их сложная система защиты и многочисленный обслуживающий персонал со специальным допуском. В отличие от большинства областей физики, упростить установку, уменьшить ее до настольного эксперимента и тем самым сделать экспериментальную ядерную физику доступной широкому кругу исследователей долгое время не удавалось.

Несколько лет назад ситуация кардинально изменилась. В пионерских экспериментах исследователей из Ливерморской национальной лаборатории в США (J. Zweiback et al., Phys. Rev. Lett. 84, 2634. 2000) было обнаружено, что под действием мощной вспышки лазерного света в кластерах дейтерия (D₂)_n протекает термоядерная реакция слияния двух ядер дейтерия. (Подробности см. в популярной статье Лазерный термоядерный синтез в кластерах, Крайнов В.П. // СОЖ, 2001, № 10, с. 75–80.) Процесс, приводящий к этому, был назван «кулоновским взрывом» кластеров. Очень короткий и сверхмощный световой импульс, будучи сфокусированным на кластере-мишени, буквально «сдувал» с него все электроны. Кластер в мгновение ока превращался в набор оголенных, положительно заряженных ядер, и затем взрывался под действием электростатических кулоновских сил расталкивания. Самые внешние ядра разгонялись до очень высоких скоростей и, сталкиваясь с другими ядрами, приводили к термоядерной реакции.

Спустя несколько лет была найдена еще одна возможность осуществить термоядерный синтез на рабочем столе: на основе пироэлектрического эффекта. В этих опытах использовались кристаллы, которые настолько сильно электризовались при нагреве, что разгоняли ядра до энергий, достаточных для протекания ядерных реакций. Наконец, в последние годы широко обсуждалась возможность протекания термоядерных реакций при сонолюминесценции, но, судя по всему, первоначальные сообщения не подтвердились.

Все эти достижения открывают новую эру в ядерном эксперименте. Энергетический выход и дозы радиации в таких настольных экспериментах ничтожны, и потому они, с одной стороны, радиационно безопасны, но с другой стороны, не представляют интереса для индустрии. Зато в них можно изучать условия протекания и свойства самих ядерных реакций — именно то, что и требуется физику-экспериментатору. Результаты таких экспериментов будут очень полезны, кроме всего прочего, и для астрофизики, поскольку слияние ядер дейтерия — ключевая реакция в процессе горения звезд.

К сожалению, слияние двух дейтронов — единственная из реализованных на сегодняшний день термоядерных реакций в настольном эксперименте. Однако в тех же звездах протекают и иные очень важные процессы, приводящие к образованию более тяжелых элементов (см. обзорную статью Ядерные реакции из маленькой энциклопедии Физика космоса). Поэтому естественно желание адаптировать настольные эксперименты и для этих реакций.

В недавней статье физиков из Тель-Авивского университета I. Last and J. Jortner, Physical Review Letters, 97, 173401 (23 October 2006) описывается, как этого можно достичь в тех же опытах с кулоновским взрывом. Авторы провели вычисления этого процесса в случае кластеров метана (CH₄)_n, аммиака (NH₃)_n и воды (H₂O)_n и выяснили, что мощность вспышки, необходимой для их полной ионизации, вполне достижима при современных технологиях. Правда, для того, чтобы энергия ядер при кулоновском взрыве была достаточной для ядерной реакции, необходимо использовать довольно большие кластеры, содержащие несколько миллионов молекул, но и это по плечу современным технологиям.

В итоге, как показали вычисления, при подходящих условиях можно будет достичь несколько десятков событий термоядерных реакций (¹²C + p → ¹³N + γ, ¹⁴N + p → ¹⁵O + γ или ¹⁶O + p → ¹⁷F + γ в зависимости от использованных кластеров) на один световой импульс. Поскольку эти реакции входят в углеродный цикл горения звезд, их изучение (в частности, выяснение детальной структуры резонансов в этих реакциях) на такой простой настольной установке кажется очень перспективным. Дальнейший прогресс в лазерных технологиях должен улучшить условия для протекания термоядерных реакций и существенно повысить их выход.

Игорь Иванов

elementy.ru

Ядерные реакции в звездах

Ядерные реакции в звездах. Время излучения звезд за счет гравитационного сжатия не превышает 5·10⁹ лет для всех звезд в наблюдаемом интервале масс. Процесс гравитационного сжатия звезды с повышением температуры будет продолжаться до тех пор пока температура в центре звезды не поднимется до 10⁷ K. Гравитационное сжатие будет остановлено начавшейся ядерной реакцией горения водорода. Масса ядра водорода составляет 1.0073 атомных единиц массы (а.е.м.), масса ядра гелия 4.0015 а.е.м. При образовании одного ядра гелия путем слияния четырех ядер водорода дефект массы составляет ΔM = 0.0277 а.е.м., что соответствует высвободившейся энергии

ΔE = c²ΔM = 4.1·10^-5 эрг.

Если считать, что Солнце состоит только из водорода и в результате ядерной реакции 4p → ⁴He (рис.14) происходит полное сгорание водорода и превращение его в гелий, полная выделившаяся при этом энергия составляет E_ядерн = 1.3·10⁵² эрг. Учитывая светимость Солнца (L = 4·10³³ эрг/с), получим, что при современном темпе сгорания водорода за счет ядерного источника Солнце способно излучать 100 млрд лет

(T_ядерн) = 1.3·10⁵² эрг/ 4·10³³ эрг/c ≈ 3·10¹⁸ с = 10¹¹ лет.

    На самом деле горение водорода с образованием гелия происходит в ограниченной центральной области Солнца. В результате потери энергии на излучение ежесекундно масса Солнца уменьшается на 4.3 млн тонн.
    При сгорании водорода температура ядра звезды остается относительно постоянной и составляет примерно 10⁷ K. Звезда находится в состоянии квазистатического равновесия, при котором энергия, высвобождаемая в термоядерных реакциях, компенсирует потери энергии на излучение с поверхности звезды. Звезда будет устойчива, когда уравновешиваются противодействующие эффекты гравитации и стремления горячих газов к расширению.
    Рассмотрим, что будет происходить со звездой, если температура внутри неё внезапно начнет увеличиваться или уменьшаться. Если температура в центре звезды начнет увеличиваться, то там будет вырабатываться больше энергии, чем излучается с поверхности. При этом давление внутри звезды повышается и она начнет расширяться. Увеличение размеров звезды приведет к тому, что скорость протекания термоядерных реакций уменьшится и температура в центре звезды начнет падать. И, наоборот, если поверхность звезды охлаждается быстрее, чем вырабатывается энергия в звезде, то звезда начнет сжиматься и скорость протекания ядерных реакций увеличивается. Процесс стабилизации температуры звезды на этой стадии её эволюции происходит таким образом, что вырабатываемая в результате термоядерных реакций энергия, излучается без каких-либо резких изменений.
    В стадии квазистатического равновесия в каждой точке звезды вес внешних слоев уравновешивается газовым и световым давлением. Таким образом, начавшаяся термоядерная реакция сразу же прекращает дальнейшее сжатие звезды и она обретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой Солнца практически не меняются в течение нескольких млрд лет. Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности для звезд различной массы приведены в табл. 7.

Таблица 7

Время достижения главной последовательности и время жизни на главной последовательности звезд различной массы

M/M	Время достижения главной последовательности, лет	Время жизни на главной последовательности, лет
15	6.2·10⁴	1.0·10⁷
9	1.5·10⁵	2.2·10⁷
5	5.8·10⁵	6.8·10⁷
3	2.5·10⁶	2.3·10⁸
2.25	5.9·10⁶	5.0·10⁸
1.5	1..8·10⁷	1.7·10⁹
1.25	2.9·10⁷	3.0·10⁹
1.0	5.0·10⁷	8.2·10⁹
0.5	1.5·10⁸	5.0·10¹⁰

    Передача энергии из глубины звезды, где вещество существует в виде горячей плазмы, во внешние слои происходит благодаря двум основным механизмам:
    1. В результате конвективного движения более горячее вещество из центральной части звезды, расширяясь, перемещается во внешние менее плотные слои.
    2. Фотоны, испускаемые атомами, находящимися в возбужденном состоянии, поглощаются другими атомами и вновь излучаются. Такой процесс происходит многократно. При этом энергии фотонов уменьшаются за счет каскадных переходов и существенно возрастает время их диффузии во внешние слои. Так, например, в случае Солнца время диффузии с переизлучением квантов, образовавшихся в центре Солнца, к периферии составляет ~ 60 млн лет.
    Какой из этих двух механизмов важнее, зависит от условий внутри звезды. В звездах малой массы в центре звезды преобладает перенос энергии за счет излучения, а в оболочке происходит конвективный процесс. В очень массивных звездах в сердцевине преобладает конвекция, а на периферии — излучение. Так в случае звезд с M > 2M на стадии CNO — цикла основной механизм передачи энергии в центре — конвекция. По мере уменьшения давления увеличивается длина свободного пробега фотона и основную роль начинает играть механизм передачи энергии за счет излучения.
    Из-за не очень сильной температурной зависимости pp-цикла ядро Солнца лучистое. Во внутренней области Солнца при температурах 10⁶ — 10⁷ K атомы водорода и гелия ионизованы. Во внешних областях, где температура падает до 10⁴ — 10⁵ K, атомы уже могут находиться в нейтральном состоянии. Происходит изменение механизма передачи энергии. Атом водорода может эффективно поглощать фотоны, переходя в ионизованное состояние, и вновь излучать их, становясь нейтральным. Поэтому увеличивается вероятность захвата фотонов и возрастает роль конвективного механизма передачи энергии. Конвекция вещества внутри звезды играет существенную роль в протекании ядерных реакций, так как происходит эффективное перемешивание слоев звезды, имеющих различный химический состав.
    Ядерные реакции, протекающие в звездах при сверхвысоких температурах, имеют ряд особенностей. В обычных условиях заряженная частица, обладающая достаточной энергией для того, чтобы произошла ядерная реакция, двигаясь в среде, быстро теряет свою энергию на возбуждение и ионизацию атомов среды. Потеряв энергию, заряженная частица не в состоянии преодолеть кулоновский барьер. Поэтому даже для достаточно энергичных заряженных частиц эффективность ядерного взаимодействия оказывается низкой из-за потерь энергии на ионизацию.
    При высоких температурах звездная материя ионизована и поэтому потери энергии на ионизацию и возбуждение атомов отсутствуют.
    Следующая особенность протекания реакций в звездах обусловлена распределением ядер по скоростям. Если звезда имеет температуру около 10⁷ K, то средняя энергия ядер E_ср = 3/2 kT ~ 1 кэВ мала по сравнению с высотой кулоновского барьера даже для самых легких ядер ( ~ 10³кэВ). Однако, в системе, находящейся в термодинамическом равновесии, имеются ядра, энергия которых значительно превосходит E_ср (число их можно оценить, исходя из распределения Максвелла). Это, наряду с эффектом квантовомеханического туннелирования для основной части ядер, имеющих энергию ниже высоты кулоновского барьера, приводит к тому, что реакции в звездах могут протекать при значительно более низких температурах.

Рис. 11. Зависимость от энергии числа ядер в звездах n, эффективного сечения ядерной реакции σ, а также их произведения nσ

Произведение максвелловского распределения n(E) на скорость протекания ядерной реакции, пропорциональную её эффективному сечению σ(E), имеет максимум, отвечающий ядрам, с наибольшей вероятностью вступающим в ядерную реакцию (рис.11).
Этот максимум для многих термоядерных реакций лежит в районе E₀> 10 kT. Скорость протекания термоядерной реакции r_aA в звездах (число актов реакции слияния в единицу времени в единице объема) между частицами a и A описывается выражением:

r_aA= ρ_a·ρ_A ·w_aA (T)

(8)

где ρ_a, ρ_A — плотности частиц a и A, вступающих во взаимодействие; w_aA — зависящая от температуры вероятность реакции. Последняя равна произведению эффективного сечения реакции σ_aA и относительной скорости v взаимодействующих частиц, усредненному по максвелловскому распределению:

Эта величина называется удельной скоростью термоядерной реакции (она совпадает с r_aA при
ρ_a= ρ_A= 1) и определяется из соотношения

где n(v) — распределение по относительным скоростям частиц a и A.
Эффективная энергия ядерных реакций E₀ в звездах зависит от температуры T, зарядов частиц, вступающих во взаимодействие, и приведенной массы этих частиц следующим образом:

(9)

Здесь заряды выражены в единицах элементарного заряда; T в единицах 10⁹ К; М — в а.е.м. (1 а.е.м. = 935.5 МэВ/c²≈ 1/66·10^-24 г). При малых энергиях столкновения и предположении, что частица и мишень окажутся в пределах действия ядерных сил, для σ_aA(E) можно использовать следующее выражение

σ_aA(E) = ²·P(E),

где — длина волны де Бройля налетающей частицы (² ~ 1/E), а P(E) — фактор кулоновской проницаемости Гамова:

P(E) = (E_G/E)^1/2exp[-(E_G/E)^1/2],

(10)

где E_G — энергия Гамова (), которая выражается в МэВ, если М — в а.е.м..
Обычно вводится слабо зависящая от энергии функция S(E), которая позволяет более точно экстраполировать величину сечений реакций, измеренных при более высоких лабораторных энергиях в пороговую область, т.е. к звездным условиям. Эта функция вводится следующим образом:

σ(E) = S(E)/Eexp[-(E_G/E)^1/2].

Отсюда следует, что

S(E) = E(E)exp(E_G/E)^1/2.

(11)

Сечения многих термоядерных реакций определены вплоть до довольно низких энергий ~ (5 — 10) кэВ. На основе этих данных получены функции S(E).
Удельная скорость ядерной реакции как функция температуры T (а также вид функции S(E)) существенно зависит от того, есть ли резонанс вблизи энергии сталкивающихся частиц или нет. Для нерезонансной реакции:

_нерез ~ S(E₀)T^-2/3exp(-3E₀/kT).

(12)

Для резонансной реакции:

_рез ~ S(E_рез)T^-3/2exp(-3E_рез/kT).

(13)

    Таким образом, для вычисления скорости ядерной реакции в звездах необходимо, помимо плотностей сталкивающихся частиц, знать:
    1) распределение температуры внутри звезды;
    2) эффективные сечения реакций вплоть до достаточно низких энергий взаимодействующих частиц, соответствующих температуре ~ 10⁷ K. Эта температура отвечает кинетической энергии ~ 1 кэВ.
    В звездах реакции между двумя ядрами происходят при их сближении до расстояний ~ 10^-13 см в результате туннелирования через кулоновский барьер. Для энергий столкновения ниже кулоновского барьера сечение ядерной реакции падает по экспоненциальному закону. Поэтому для надежных оценок скорости ядерных реакций в звездах необходимы измерения сечений ядерных реакций при энергии ниже кулоновского барьера, что является достаточно сложной экспериментальной задачей. Так, например, в настоящее время для имеющих важное значение ядерных реакций в звездах ⁷Be(p,γ), ²⁵Mg(p,γ), ¹²C(α,γ) сечения реакций измерены вплоть до энергий 120 кэВ, 190 кэВ и 1 МэВ, соответственно. Предел со стороны низких энергий определяется величиной космического фона. В то же время сечения для указанных реакций должны быть известны до энергии 19 кэВ, 39 кэВ и 300 кэВ, соответственно. Таким образом, в настоящее время единственная возможность для оценки величины сечения — это экстраполяция к низким энергиям. Однако, как показывает сравнение измеренных сечений с ранее полученными путем экстраполяции, отличие экспериментальных и экстраполированных значений достигает десятков и сотен раз. Необходимые для ядерной астрофизики результаты могут быть получены на сильноточных ускорителях, работающих при энергиях несколько десятков и сотен кэВ и расположенных в низкофоновых условиях (например, по аналогии с нейтринными измерениями, глубоко под Землей).
    Определенные трудности при оценке сечений реакций, протекающих в звездах, возникают также при учете эффекта экранирования. Должны быть учтены два основных эффекта прежде, чем использовать экспериментальные результаты, полученные на ускорителях, применительно к звездному веществу.
    Лабораторное экранирование. В случае экспериментов на ускорителе сталкиваются не голые ядра, а ядра-мишени и налетающие ядра, имеющие электронные оболочки, т. е. сталкивается атом с ионизованным атомом, в то время как в звездах атомы полностью ионизованы. Наличие электронной оболочки сильно искажает кулоновское поле, что существенно при низких звездных энергиях сталкивающихся частиц.
    Экранирование в астрофизической плазме. В ядерной реакции, происходящей в звездной среде, необходимо учесть эффекты поляризации ионизованной звездной материи. Окружающие сталкивающиеся ядра электроны и соседние ионы приводят к изменению кулоновского поля сталкивающихся частиц. Так, расчеты показывают, что в углеродной плазме при плотностях ~ 10⁹ г/см³ и температурах ~ 10⁹ K сечение взаимодействия может измениться на фактор 10¹⁰ благодаря влиянию окружающих частиц.
    Чем больше заряды ядер, вступающих во взаимодействие, тем выше должна быть температура звездного вещества для того, чтобы реакция могла осуществляться. Таким образом, на начальной стадии звездной эволюции в ядерную реакцию могут вступать лишь легкие ядра — водород, гелий. Затем, по мере эволюции химического состава звезды, увеличения её внутренней температуры, в ядерные реакции будут вовлекаться все более тяжелые ядра. Этот процесс будет продолжаться до тех пор, пока вещество в центре звезды не превратится в элементы, близкие к железу (A ~ 60). Это обусловлено тем, что удельная энергия связи ядер имеет максимум в районе A ~ 60 (см. рис. 3). Получение более тяжелых ядер за счет реакций синтеза происходит с поглощением энергии, а значит и снижения внутренней температуры звезды.
    Зная массу, радиус и светимость звезды, можно оценить зависимость давления, плотности и температуры от радиуса звезды. Важную роль в таких расчетах играет химический состав звездного вещества. Обусловлено это следующими причинами.
    1. Химический состав в значительной степени определяет прозрачность вещества и, следовательно, скорость, с которой выделяемая в центре звезды энергия будет достигать поверхности.
    2. Количество энергии, вырабатываемое в центре звезды, и температура, при которой будут происходить ядерные реакции, зависит от состава ядер, вступающих во взаимодействие.
    Если у звезды нет недостатка в ядерном горючем, то чем более тяжелые ядра сгорают в ядерных реакциях, тем большее количество энергии будет выделяться в единицу времени и тем больше будет её светимость. Железная звезда должна светить примерно в 100 раз более ярко, чем водородная. В звезде, имеющей массу и радиус Солнца и состоящей из чистого водорода, температура в центральной части должна составлять около 10⁷K. Чисто гелиевый состав приводит к температуре порядка 10⁸K. Температура в центре звезды, состоящей из железа, достигает примерно 10⁹K.

Рис.12. Распределение плотности и температуры внутри Солнца (R — радиус Солнца)

    Чтобы построить модель данной звезды, обычно задаются относительным содержанием водорода, гелия и других химических элементов, полученным из анализа звездной атмосферы. Используя законы тяготения, газовые законы и законы излучения, с учетом различных ядерных реакций, рассчитывают зависимость давления, температуры и плотности от расстояния до центра звезды. На рис.12 в качестве примера показано распределение температуры и плотности для Солнца. В большей части объема Солнца плотность вещества меньше 1 г/см³, а температура выше миллиона градусов по Кельвину.
    Особенности зависимости распространенности элементов от массового числа A наиболее просто объяснить, предположив, что источником большинства ядер является определенная последовательность ядерных реакций, протекающих в недрах звезд.
    Эти реакции обычно классифицируют следующим образом:

Горение водорода. Это один из основных процессов, под-держивающих длительное выделение энергии в звездах. При горении водорода происходит слияние 4-х ядер водорода с образованием ядра ⁴He. Этот процесс происходит либо в pp-цепочке, либо в циклических ядерных реакциях с участием более тяжелых ядер — C, N, O, Ne и др., играющих роль катализатора. Сюда же относятся процессы с участием протонов, в которых производится некоторое количество легких элементов.
Горение гелия. После того, как в звезде накапливается гелий, под действием сил гравитации гелиевое ядро сжимается, становится достаточно плотным и горячим и в нем начинается процесс горения гелия с образованием ядер ¹²C, ¹⁶O, ²⁰Ne.
α-Процесс. Это процесс последовательного добавления α-частиц к ядру ²⁰Ne с образованием ядер ²⁴Mg, ²⁸Si, ³²S, ³⁶Ar, ⁴⁰Ca. Он описывает повышенную распространенность элементов типа N ·α, где α — ядро ⁴He, а N — целое число.
E-процесс. Это процесс, в котором в условиях термодинами-ческого равновесия образуются элементы, расположенные в районе железного максимума.
s-Процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате медленного последовательного захвата нейтронов. Скорость s-процесса меньше скорости β-распада образующихся в процессе захвата нейтронов радиоактивных ядер. Длительность s-процесса от 10² до 10⁵ лет. s-Процесс отвечает за образование максимумов в распространенности элементов при A ~ 90, 138 и 208.
r-Процесс. Это образование ядер тяжелее железа в результате быстрого последовательного захвата нейтронов со скоростью, существенно превышающей скорость -распада образующихся радиоактивных ядер. Характерное время r-процесса 0.01 — 100 с. В результате r-процесса в кривой распространенности элементов возникают максимумы при A = 80, 130 и 195.
p-Процесс. Это образование наиболее легких изотопов ядер. Он включает в себя образование и захват позитронов, захват протона, фоторождение нейтрона, (p,n) — реакции.
X-процесс. Это процесс нуклеосинтеза, ответственный за образование изотопов ^6,7Li, ⁹Be, ^10,11B. Считается, что эти элементы образуются в реакциях расщепления под действием космических лучей.

nuclphys.sinp.msu.ru

Ядерный синтез звезд. Нейтронные и пульсирующие звезды.

Вспышки сверхновых звезд являются одним из основных этапов в процессе синтеза химических элементов. Н и Не образовались при возникновении Вселенной. Элементы, расположенные между C и Fe, возникли внутри сверхгигантов. Li, Be и B — очень слабые, с ядерной точки зрения, и не могут быть сформированы внутри звезд. Очевидно, их происхождение вызвано межзвездными бомбардировками космическим исключением, а в случае с Li — возникновением Вселенной.

Элементы более тяжелые, чем железо, образуются в слоях при расширении во время вспышек сверхновых звезд благодаря освобождению энергии после взрыва. Затем попадают в пространство и смешиваются с межзвездной материей, из которых формируются новые звезды. Из элементов, созданных в процессе эволюции звезд, могут образовываться планеты.

Нейтронные и пульсирующие звезды.

Остаток от вспышки сверхновой звезды представляет собой плотный шар, состоящие в основном из нейтронов. В известной степени нейтронную звезду можно рассматривать как крайнее проявление белого карлика. С квантовой точки зрения, нейтрон помещается в каждую из элементарных ячеек, на которые разделена звезда. Когда все ячейки заполнены, вырожденное давление свободно предотвратить сжатие. Массы нейтронных звезд могут составлять от 1,4 до 3 солнечных масс. Далее вырожденное давление нейтрона уже не способна удерживать вес звезды, она сжимается и образует черную дыру. При массе, приблизительно равной солнечной, нейтронная звезда имеет радиус всегда 15 километров. Ее плотность необычайно высокая: 1 тысяча миллионов тонн на один сантиметр кубический. Температура поверхности — около десяти миллионов градусов. Однако из-за своих маленьких размеров эти звезды почти невидимы.

Но есть другой способ увидеть их: когда ядро сжимается, возникает магнитное поле и энергия вращения. Магнитное поле нейтронной звезды очень сильное, обращение очень быстрое (то же, что происходит с балериной, которые прижимает руки к телу, чтобы вертеться быстрее). Нейтронные звезды вращаются от 4,3 до 1 тысячи раз в секунду. Благодаря сильному магнитному полю электроны вращаются звезду, скапливаются в магнитных полюсах, где они движутся очень быстро и изучают синхронистическую радиацию, кроме всего прочего, в форме радиоволн, которые сконцентрированы на оси поля.

webznayka.ru