---

<< 7. Эволюция звезд после | Оглавление | 7.2 Вырождение вещества >>

Разделы

• 7.1.1 Процессы образования тяжелых элементов

---

7.1 Эволюция звезд после главной последовательности.

Горение водорода - самая длительная стадия в жизни звезды, что связано с начальным большим обилием водрода (70 по массе) и большой калорийностью ( ) превращения водорода в гелий, что составляет около 70 энергии, получаемой в цепочке последовательных термоядерных превращений водорода в элемент c наибольшей энергией связи на нуклон ( МэВ/нуклон). Фотонная светимость звезд на главной последовательности, где горит водород, как правило меньше, чем на последующих стадиях эволюции ^7.1, а их нейтринная свтимость значительно меньше, т.к. центральные температуры не превышают K. Поэтому большая часть звезд в Галактике и во Вселенной являются звездами главной последовательности.

После окончания горения водорода в ядре звезда отходит вправо от главной последовательности на диаграмме эффективная температура - светимость (диаграмма Герцшпрунга-Рассела), ее эффективная температура уменьшается, и звезда перемещается в область красных гигантов. Это связано с конвективным переносом энергии от слоевого водородного источника, располагающегося непосредственно вблизи гелиевого ядра. В самом ядре температура из-за гравитационного сжатия постепенно повышается, и при температуре и плотности  г/см начинается горение гелия. (Замечание: так как в природе нет устойчивых элементов с атомными номерами 5 и 8, невозможна реакция , а бериллий-8 распадается на 2 альфа-частицы ).

Выделение энергии на грамм при горении гелия примерно на порядок меньше, чем при горении водорода. Поэтому время жизни и число звезд на этой стадии эволюции значительно меньше, чем звезд главной последовательности. Но благодаря высокой светимости (стадия красного гиганта или сверхгиганта) эти звезды хорошо изучены.

Наиболее важная реакция - - процесс: Энергия суммы трех альфа-частиц на 7.28 МэВ превышает энергию покоя ядра углерода-12. Поэтому чтобы реакция эффективно шла, нужен "подходящий" энергетический уровень ядра углерода-12. Такой уровень (с энергией 7.656 МэВ) у ядра имеется^7.2, поэтому 3-реакция в звездах носит резонансный характер и поэтому идет с достаточной скоростью. Две альфа-частицы образуют корткоживущее ядро : . Время жизни около c, но есть вероятность присоединения еще одной альфа-частицы с образованеим возбужденного ядра углерода-12: . Возбуждение снимается рождением пары, а не фотоном, т.к. фотонный переход с этого уровня запрещен правилами отбора : . Заметим, что образующийся атом в основном сразу же "разваливается" на Be и He и в конечном счете на 3 альфа-частицы, и только в одном случае из 2500 происходит переход на основной уровень с выделением 7.65 МэВ энергии, уносимой парой.

Скорость дальнейшей реакции

сильно зависит от температуры (определяемой массой звезды), поэтому окончательный результат горения гелия в массивных звездах - образование углеродного, углеродно-кислородного или чисто кислородного ядра.

На последующих стадиях эволюции массивных звезд в центральных областях звезды при высоких температурах происходят реакции непосредственного слияния тяжелых ядер. Энерговыделение в реакциях горения сравнимо с энерговыделением в -реакции, однако мощное нейтринное излучение из-за высокой температуры ( K) делает время жизни звезды на этих стадиях много меньше, чем время горения гелия. Вероятность обнаружения таких звезд крайне мала, и в настоящее время нет ни одного уверенного отождествления звезды в спокойном состоянии, выделяющей энергию за счет горения или более тяжелых элементов.

7.1.1 Процессы образования тяжелых элементов

.

Нуклеосинтез в ранней Вселенной останавливается на , , , , , и ничтожной примеси более тяжелых элементов (т.к. в природе нет устойчивых элементов с атомным номером 5 и 8, а реакции синтеза элементов Z> с заряженными частицами требуют преодоления значительного кулоновского барьера). Все химические элементы, начиная с углерода, образуются при термоядерном горении вещества в звездах и при взрывах сверхновых путем захватов протонов и главным образом нейтронов ядрами. Элементы , , , при термоядерном горении в звездах не образуются, а их наблюдаемые концентрации связаны с ракциями скола (англ. spallation) при взаимодействии быстрых частиц космических лучей с тяжелыми элементами на поверхности звезд и в оболочках сверхновых. При вспышках сверхновых температуры столь высоки (до МэВ в центре), что устанавливается термодинамическое равновесие по ядерным реакциям с кинетикой по бета-процессам и образуются элементы группы железа, ядра которых состоят из равного четного числа протонов и нейтронов.

Основным механизмом образования элементов тяжелее железа является захват нейтронов (- и -процессы). Эти процессы различаются по соотношению характерного времени захвата нейтрона и времени -распада в перегруженном нейтронами ядре . В -процессах (медленный захват) нуклеосинтез происходит через ядра, находящиеся в "долине устойчивости" на диаграмме . Быстрый захват нейтронов с (-процесс) реализуется в среде, сильно переобогащенной нейтронами и приводит к образованию сильно неустойчивых ядер перегруженных нейтронами. В расчетах -процессов существует большая неопределенность, по-видимому -процессы активно происходят в условиях интенсивного нейтринного облучения. Cинтез тяжелых ядер происходит при гелиевых вспышках в звездах умеренных масс, на стадии асимптотической ветви гигантов, при вспышках новых звезд и наиболее активно - при вспышках сверхновых (в основном типа Ia - термоядерном взрыве белых карликов с массой, близкой к предельно возможной , см. ниже). Еще раз подчеркнем, что астрофизические явления, в которых происходят -процессы, окончательно не установлены; например, не исключено, что тяжелые -элементы образуются при слиянии двух нейтронных звезд в релятивистских двойных системах.

Отметим, что по относительному обилию тяжелых -элементов можно оценить возраст звезды. Обычно для этого используют тяжелые долгоживущие радиоактивные изотопы, такие как лет) и лет). По линиям поглощения в спектрах звезд определяют отношение радиоактивного тория (который может образоваться только при -процессах) и стабильного -элемента европия (Eu). Это отношение уменьшается со временем (торий распадается), откуда, зная теоретическое начальное значение отношения обилия этоих изотопов, которое определяется только кинетикой -процессов, оценивают возраст звезды. Дополнительно рассматривают отношение элементов 3-го -пика (Ir, Os, Pt, Au) и тория, а также отношение U/Th, из которого получают нижний предел возраста звезды. Этим методом определены возраста самых старых звезд с малым содержанием металлов (звезды гало Галактики и входящие в шаровые скопления) млрд. лет. Это важнейшее ограничение на время жизни Вселенной. Подробнее см. в сб. Ядерная астрофизика, под ред. Фаулера, М.:Мир, 1986.

---

<< 7. Эволюция звезд после | Оглавление | 7.2 Вырождение вещества >>

Публикации с ключевыми словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика Публикации со словами: звезды - Межзвездная среда - Космология - теоретическая астрофизика - астрофизика
См. также: Звезды, пыль и туманность в NGC 6559 25 самых ярких звезд на ночном небе Анимация: черная дыра разрушает звезду Разложение далекого света Сравнение размеров звезд Самая далекая из всех известных звезд? Формирование галактик в магнитной Вселенной Все публикации на ту же тему >>