Нуклеосинтез во Вселенной [Борис Саркисович Ишханов] (doc) читать постранично, страница - 3

ядерной реакции горения водорода (рис.1).
    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.
    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 (рис.3). 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
   Из таблицы видно, что полная последовательность ядерных реакций синтеза возможна лишь в массивных звездах. В звездах с массой M < 0.1M гравитационной энергии недостаточно для нагрева звездного вещества до температур, необходимых для протекания реакций горения водорода. Пока продолжается ядерная реакция горения водорода, звезда находится на главной последовательности (рис. 4). С течением времени, по мере накопления внутри звезды гелиевого “пепла”, её центральная часть начинает сжиматься и температура повышается. В процесс термоядерного горения вовлекаются все более отдаленные от центра слои звезды. Следствием связанного с этим нагрева является расширение и охлаждение внешней оболочки звезды. Её размер увеличивается, а в спектре изучения начинает преобладать красный цвет. Звезда сходит с главной последовательности и перемещается в область красных гигантов и сверхгигантов.
    Запасов водорода на Солнце при современном темпе его горения могло бы хватить на 100 млрд лет. Однако одно обстоятельство существенно сокращает стадию горения водорода на Солнце. Дело в том, что водород сгорает фактически только в центральной части Солнца, а там запасов его хватит на 5 - 6 млрд лет.
    То есть через 5 - 6 млрд лет Солнце должно превратиться в красный