Part 4

Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://observ.pereplet.ru/images/evgeny/sveta/For_focus/yadro/depni/ns_win3.html
Дата изменения: Unknown
Дата индексирования: Mon Oct 1 23:23:00 2012
Кодировка: Windows-1251
Поисковые слова: п п п п п п п п п п п п п п п п п п п р п р п р р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р п п р р п р п п р п

Part 4

Предсверхновая

Ядерные реакции в звездах различной массы

Маса,		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

Содержание элементов в зависимости от массы внутренней области в "предсверхновой" с полной массой .

Конечные стадии эволюции звезд после того, как они проходят последовательность реакций ядерного синтеза, зависят от массы звезды. Как уже отмечалось, массивные звезды (с массой значительно превышающей солнечную), в центральной части которых последовательно осуществляются все возможные ядерные реакции синтеза вплоть до образования элементов групп железа, взрываются затем как сверхновые с формированием плотного нейтронного ядра и выбросом наружных слоев в межзвездное пространство. На месте сверхновой остается либо нейтронная звезда, либо черная дыра в зависимости от конечной массы. Звезды, массы которых недостаточны, чтобы они завершили свою жизнь как сверхновые, после окончания ядерных реакций будут постепенно остывать. В зависимости от величины конечной массы такие звезды могут превратиться либо в белый карлик, либо в нейтронную звезду.

Белый карлик

Для звезд с массой ниже некоторой критической гравитационное сжатие останавливается на стадии белого карлика за счет возрастающего давления вырожденного электронного газа. Оценку величины критической массы звезды можно получить из соотношения неопределенности

Давление электронного газа

Условие равновесия

Нейтронные звезды

Расчеты показывают, что при взрыве сверхновой с M~25MС остается плотное нейтронное ядро (нейтронная звезда) с массой ~1.6MС. В звездах с остаточной массой M>1.4MС, не достигших стадии сверхновой, давление вырожденного электронного газа также не в состоянии стабилизировать гравитационное давление и звезда сжимается до состояния, пока не будет достигнута плотность ядерной материи. Механизм этого гравитационного коллапса тот же, что и при взрыве сверхновой. Дальнейшему гравитационному сжатию препятствует наличие отталкивательной сердцевины нуклон-нуклонного взаимодействия (гравитационное давление уравновешивается давлением нейтронного газа). Плотность вещества нейтронной звезды достигает 1014-1015 г/см3. Ее характерный размер 10-15 км.

Сечение нейтронной звезды массой 1.4M_C и радиусом 16 км. Указана плотность вещества в г/см³ в различных частях звезды

Черная дыра

Если при взрыве сверхновой сохраняется остаток массы M>3MС, такой объект не может существовать в виде устойчивой нейтронной звезды. Ядерные силы отталкивания на малых расстояниях не в состоянии противостоять дальнейшему гравитационному сжатию звезды. Возникает необычный объект, достигающий размеров сферы Шварцшильда - черная дыра. Основное свойство звезды, поверхность которой достигает сферы с радиусом r_g (сферы Шварцшильда), где ,

r_g=2MG/c²

состоит в том, что никакие сигналы, испускаемые в пределах сферы Шварцшильда, не могут выйти наружу и достигнуть внешнего наблюдателя. Шварцшильдовский радиус звезды с массой Солнца равен 3 км.

Реакции под действием нейтронов.
r-процесс

В настоящее время общепризнано, что многие ядра тяжелее железа, включая все ядра тяжелее 209Bi, образуются в r-процессе путем быстрого последовательного захвата большого количества нейтронов. Основное условие - скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости (- распада. Основной механизм захвата нейтронов - реакция (n,(). Захват нейтронов происходит до тех пор, пока скорость реакции (n,() не станет меньше скорости распада изотопа. Образующееся ядро распадается в результате (--распада и вновь начинается последовательный захват нейтронов. Линия, вдоль которой происходит образование ядер в r-процессе, смещена на 5-10 нейтронов в направлении нейтронноизбыточных изотопов. r-процесс прекращается, если уменьшаются требуемые концентрации нейтронов или если в последовательной цепочке ядер образуется ядро, распадающееся в результате (-распада или деления. Считается, что высокие концентрации нейтронов, необходимые для r-процесса, образуются при вспышках сверхновых звезд.