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:
Пароль на архив: privetstudent.com