Источники энергии звезд

Рассмотрим произвольный элемент вещества в звезде, находящийся на расстоянии R от центра звезды. На этот элемент действуют две противоположно направленные силы: сила гравитации, стремящаяся «утопить» элемент в звезде, и сила давления внутренних слоев звезды, старающаяся вытолкнуть элемент на поверхность. Для элемента, находящегося в равновесии, очевидно, выполняется равенство

Fграв(R)= Fдавл(R)

Равновесие нарушается, если по какой-либо причине одна из сил превалирует над другой. Предположим, что в центре звезды иссякло термоядерное горючее. Перед нами объект, теряющий энергию с поверхности, причем эта потеря компенсируется притоком энергии за счет термоядерных реакций. Тогда в центральных частях звезды упадет давление, и вся звезда под действием сил гравитации начнет сжиматься к центру. При этом температура в центральной части звезды будет повышаться. Удивительное и парадоксальное свойство звезды: она теряет энергию на излучение с поверхности и, в тоже время, сжимаясь, разогревается внутри. Теряя энергию, звезда нагревается. Такие системы известны и в физике. Они называются системами с отрицательной теплоемкостью. Это свойство звезды играет решающую роль а процессе ее эволюции. Благодаря этому свойству весь ход эволюции звезды направлен в сторону повышения температуры ее недр.

Зависимость плотности, давления и температуры от радиуса (расстояния до центра) звезды называется моделью звезды. Расчеты модели звезды (решение уравнения обычно проводятся с помощью ЭВМ. По результатам расчетов строят графики графики распределения температуры и плотности для звезды. Из этих графиков становится видно, что температура Т возрастает при приближении к центру звезды. Так, если на поверхности Солнца Т= 6000 К, то в центре Тс=15 млн К. Давление и плотность в центре Солнца также достигают чудовищных значений: Р_с=4х10¹¹ атм и ρ_с=1,4х10⁵ кг/м³. Важно также отметить, что для звезд большей массы значения Тс,, Рс, и ρс еще выше.

По закону Кулона, чем больше заряды ядер, тем большую силу отталкивания им надо преодолеть, чтобы произошло их слияние (синтез). Для того, чтобы произошла термоядерная реакция, ядра должны иметь большую относительную скорость, т.е. обладать большим запасом кинетической энергии. Насколько большим? Все хорошо знают физическую величину, которая является мерой кинетической энергии частиц в газе, - это температура.

Каждая термоядерная реакция протекает при определенной температуре. И чем сложнее ядра, участвующие в реакции, тем выше значение этой температуры. Например, реакция слияния атомов ¹Н идет при Т= 15 млн К⁰, а для слияния ядер ⁶С требуется значительно более высокая: Т=800 млн К⁰. Именно температура определяет скорость протекания тех или иных термоядерных реакций в звезде. Даже небольшое изменение температуры вызывает заметное изменение темпа термоядерной реакции. Увеличение температуры ускоряет ход реакции, а уменьшение - замедляет.

Каждая звезда за время своей жизни проходит определенный эволюционный путь. Этот путь состоит из нескольких этапов. Наше Солнце, видимо, прошло и еще пройдет эти этапы на своем жизненном пути.

Первый этап эволюции звезды - сжатие газопылевого облака, которое начинается в результате какого-либо внешнего импульса. На первых порах, пока облако еще прозрачно, увеличение плотности не приводит к возрастанию температуры. Избыток тепловой энергии, возникающий при стремительном увеличении плотности, превращается в электромагнитное

излучение, которое беспрепятственно выходит в открытый космос.

Рано или поздно, наступает такой момент в эволюции звезды, когда плотность газа возрастает до такой степени, что кванты электромагнитного излучения начинают «застревать» в веществе протозвезды, передавая свою энергию молекулам и пылинкам. Путь, по которому энергия выходила из недр протозвезды, теперь блокирован непрозрачными слоями вещества. В результате температура внутри протозвезды начинает стремительно повышаться. Протозвезда медленно сжимается и разогревается. Когда температура в ее недрах достигает значения около 6 млн К, начинаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий. Однако даже после начала термоядерных реакций сжатие еще некоторое время продолжается. Оно прекращается только тогда, когда энергия термоядерных реакций уравнивает силу давления с силой гравитации. При этом, мощность «термоядерного реактора» внутри звезды становится равной мощности излучения звезды.

После прекращения сжатия звезда вступает на главную последовательность. Этап горения водорода в недрах звезды - самый длительный в эволюции звезды. Причем, чем меньше масса звезды, тем дольше он длится. Для таких звезд, как наше Солнце, этот этап продолжается, по-видимому, около 10 млрд. лет.

Стадия главной последовательности заканчивается после того, как выгорает весь водород в центральном «термоядерном котле». Теперь внутри звезды находится гелиевое ядро. Термоядерное «горючее» в «топке» кончилось, и силы давления больше не препятствуют сжатию звезды. Звезда сжимается, а температура в центре растет. После этого этапа жизнь звезд типа нашего Солнца (астрономы считают такие звезды маломассивными) близится к финалу, а звездам с большой массой предстоит пройти еще много этапов эволюции.

Поскольку Солнце вызывает нашу вполне понятную заинтересованность, рассмотрим конечные стадии его эволюции. Примерно через 5 млрд лет в ядре Солнца весь водород превратится в гелий. К этому времени в окрестностях ядра, где химический состав не претерпел изменений, начнутся термоядерные реакции горения водорода. Этот этап называют горением слоевого источника.

Горение слоевого источника резко повышает давление внешних слоев звезды. Получается странная вещь: в центре звезды идет сжатие, а во внешних слоях Р_грав( R ) < Р_давл( R ), и потому они расширяются. Снаружи будет казаться, что звезда разбухает до огромных размеров. Это последнее, что можно было бы увидеть с нашей обреченной планеты. Цвет Солнца станет насыщенно-красным, а ее размеры будут таковы, что орбита Земли окажется внутри раскаленной плазмы звездной атмосферы. Мы знаем много таких звезд и называем их красными гигантами. Фаза гиганта длится 100 млн лет и заканчивается медленным и плавным отделением внешней оболочки от гелиевого ядра.

Дальнейшая судьба Солнца также известна. Внешние слои, получившие название «планетарной туманности», расширятся еще сильней и, наконец, совсем растают в бесконечных просторах Космоса. А гелиевое ядро - «белый карлик» - будет остывать, превратится в коричневый, а затем и вовсе потухнет («черный карлик»). Такая черная головешка будет вечно носиться в Галактике.

Когда в результате сжатия температура в недрах звезды достигнет 200 млн К, начинается термоядерная реакция слияния ядер гелия с образованием углерода. Эта реакция идет по схеме:

4₂⁴He=₆¹²C + 2ν + 7,3 МэВ (γ-фотон).

Ядра углерода могут присоединять ядра гелия и образовывать кислород. Таким образом, продуктами ядерного горения гелия являются углерод и кислород, образующиеся в приблизительно равных количествах:

₆¹²C + ₂⁴He→₈¹⁶O + γ;

₆¹²O + ₂⁴He→₈¹⁶Ne + γ;

В массивных звездах, после того как истощается (выгорает) весь гелий, центральная часть звезды, состоящая из углерода и кислорода, вновь теряет устойчивость и начинает сжиматься с повышением температуры. Температура повышается и в прилегающем к ядру звезды слое, состоящем из гелия, а также повышается и во внешних слоях, состоящих из водорода. Поэтому начинается горение гелия и водорода в тонкой оболочке вокруг уже неактивного углеродно-

кислородного ядра. При достижении температуры 800 млн К (это возможно для звезд с массой выше шести солнечных масс) в ядре начинается горение углерода и кислорода с образованием неона, магния, кремния, серы. Этот процесс идет с перерывами на дополнительное сжатие, сопровождающееся все большим разогревом ядра звезды. В конце концов, когда в результате горения элементов с атомными, близкими к атомному номеру кремния, образуется звездное ядро, состоящее преимущественно из железа и никеля. После этого термоядерные реакции прекращаются. Силы притяжения становятся много выше сил отталкивания. Ядро звезды практически мгновенно сжимается (происходит коллапс) и превращается в нейтронную звезду или черную дыру.

Во время коллапса массивное ядро сжимается до размеров порядка 1 0 км. При этом выделяется колоссальное количество гравитационной энергии и возникает мощная ударная волна, направленная наружу. Эта волна резко повышает температуру и плотность внешних слоев звезды. В результате оболочка звезды взрывается как колоссальная термоядерная бомба. Этот процесс называется вспышкой сверхновой. Блеск звезды резко возрастает, светимость становится почти в 1 0 млрд раз больше светимости Солнца.

Таких катаклизмов в нашей галактике происходит множество. Так в 1054 году в летописях был зарегистрован случай появления очень яркой звезды, которую было видно даже днем. Когда астрономы сопоставили данные летописей с современными астрономическими данными, они пришли к выводу, это была вспышка сверхновой. На месте звезды образовалась Крабовидная туманность.

Массивная звезда взрывается и на ее месте образуется массивное ядро, которое в конце концов превращается в нейтронную звезду. Это объект звездной массы, в котором вследствие колоссальных давлений электроны и протоны соединяются с образованием нейтронов. Радиус такой звезды порядка 1 0 км. Это гигантская «капля» представляет как бы ядро элемента, которого нет в периодической системе и обладающего свойствами сверхтекучей жидкости. Значение плотности в центре нейтронной звезды достигает 1 0¹⁵ г/см³. Нейтронная звезда устойчива.

Звезды сверхгиганты, при взрыве которых образуются нейтронные звезды с массой больше трех солнечных масс, продолжают сжиматься после взрыва в состояние с бесконечной плотностью -«черную дыру».

Таким образом, можно сделать вывод, что водород и гелий образовались в результате Большого взрыва, а остальные элементы образовались в звездах, в результате ядерных реакций. Рассмотрим распространенность элементов в космосе.