Нуклеосинтез во Вселенной

В 1919 г. Резерфорду впервые удалось превратить атомное ядро одного химического элемента в другое. Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды? По современным оценкам только наша галактика - Млечный Путь насчитывает около 100 млрд. звезд. Звезды рождаются и в современную эпоху спустя 10-20 млрд. лет после образования Вселенной. Звезды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (термин "молекулярный" означает, что газ состоит в основном из вещества в молекулярной форме). Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из ядер водорода. Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху. Звезды образуются из отдельных неоднородностей в гигантском молекулярном облаке. Эти неоднородности имеют специальное название - компактные зоны. Типичные компактные зоны имеют размер порядка нескольких световых месяцев, плотность 3-104 молекул водорода в 1 см³ и температуру ~10 K. Сжатие компактной зоны начинается с коллапса внутренней части, т.е. происходит со свободного падения вещества в центре зоны. Постепенно область коллапса перемещается к периферии, охватывая всю зону. Так начинается процесс звездообразования. Диаметры звезд имеют характерные размеры порядка нескольких световых секунд, т.е. составляют ~10-6 поперечника компактной зоны. Масса, сравнимая с массой Солнца, накапливается в центре компактной зоны за характерное время от 100 тыс. до 1 млн. лет. Тело, образующееся в центре коллапсирующего облака, называют протозвездой. Компьютерное моделирование позволяет создать картину формирования протозвезды. Падающий на поверхность протозвезды газ (это явление носит название аккреции) образует ударный фронт, что приводит к разогреву газа до (106 K. Затем газ, в результате излучения, быстро охлаждается до 104 K, образуя последовательные слои вещества протозвезды. Такая картина позволяет объяснить высокую светимость молодых звезд. Однако протозвезду сложно наблюдать с помощью оптических телескопов. Дело в том, что излучение ударного фронта, распространяясь от поверхности протозвезды, встречает большое количество холодного молекулярного газа и пыли, падающих на поверхность протозвезды, и в результате происходит испарение пыли, большое число перерассеяний фотонов. Холодные пылевые частицы переизлучают фотоны на более длинных волнах. Так, с одной стороны, возникает зона непрозрачности, с другой стороны, многократно перерассеянный спектр первичных фотонов смещен в инфракрасную область спектра. Длина волны излучения становится достаточно большой и пылевые частицы уже не могут сильно поглощать такое излучение. Поэтому протозвезды можно наблюдать в инфракрасном диапазоне. Возникающие проблемы связаны с тем, что только инфракрасная спектрометрия не позволяет эффективно отделять протозвезды от более старых звезд, окруженных газопылевым облаком. Требуется дополнительный анализ допплеровского смещения линий для определения скорости падения газа на поверхность протозвезды. Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн. K и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающие на Солнце реакции синтеза требуют более высокой температуры ~10 млн. K. Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн. K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия:,где Q=3.26 МэВ - выделяющаяся энергия. Содержание дейтерия в веществе протозвезды составляет 10-5 от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии. Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в звезде начинают возникать конвективные потоки газа. Нагретые пузыри газа устремляются от центра звезды к периферии. А холодное вещество с поверхности спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейтерия. На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии протозвезды, разогревая ее внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию протозвезды. Протозвезда с массой, равной массе Солнца, имеет радиус, в пять раз превышающий солнечный. Масса компактной зоны больше массы образовавшейся протозвезды. Удаление лишней массы, прекращение аккреции вещества на поверхности происходит под действием "звездного ветра", когда рассеивается "лишнее" вещество компактной зоны, не сконцентрированное в протозвезду. Обнажается объект, который можно наблюдать в оптическом диапазоне. Как и протозвезда, эта звезда имеет ту же светимость, однако механизм свечения звезды теперь - гравитационное сжатие, а не термоядерный синтез или аккреция вещества на поверхности протозвезды. Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода.

Звездная эволюция

Солнце
Основные характеристики

Распределение плотности и температуры внутри Солнца

Характеристики звезд

Главная последовательность

Информация о звездной эволюции может быть получена из диаграммы Герцшпрунга-Рассела, представляющей собой зависимость светимости звезды от температуры ее поверхности (рис.9). Светимость звезды - полная энергия, испускаемая звездой в единицу времени. Светимость звезды может быть вычислена по энергии, достигающей Земли, если известно расстояние до звезды. Из термодинамики известно, что, измеряя длину волны в максимуме излучения черного тела, можно определить его температуру. Черное тело с температурой 3 K будет иметь максимум спектрального распределения на частоте 3,1011 Гц. Черное тело с температурой 6000 K будет светиться зеленым цветом. Температуре 106 K соответствует излучение в рентгеновском диапазоне. Измерение спектрального состава излучения, покидающего неидеальное черное тело, позволяет определять температуру внутренней области излучающего тела. Из этого свойства и исходят, определяя температуру поверхности звезды. Определенная таким образом температура поверхности Солнца ~6000 K.

За единицу измерения M, R, L приняты соответствующие характеристики Солнца, T- температура поверхности. Главный результат исследования зависимости светимости звезды от температуры состоит в том, что на диаграмме Герцшпрунга-Рассела звезды распределены неравномерно. Около 90% звезд сконцентрировано в узкой полосе, верхний конец которой расположен в области ярких голубых звезд. Эта основная группа звезд имеет название главной последовательности. Солнце также находится на главной последовательности. Его положение указано на рис.

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела