 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/6lec/node2.html |
<< 6. Звезды. Строение и | Оглавление | 6.2 Особенности ядерных реакций >>
6.1 Ядерные реакции в звездах.
Запасы ядерной энергии в звездах намного превышают запас
тепловой энергии. Если бы звезда
(например, Солнце) светила только за счет гравитационого сжатия,
то по теореме вириала время высвечивания тепловой энергии (время
Кельвина-Гельмгольца)
, где
- масса ядра звезды, где могут идти термоядерные реакции,
- энерговыделение на единицу массы (эффективность) ядерных реакций.
При синтезе гелия из водорода
(происходит на стадии главной последовательности звезд на диаграмме
Герцшпрунга-Рессела)
суммарная реакция (как в протон-протонном, так и в CNO-цикле)
сводится к образованию одного ядра гелия из 4-х протонов,
. Выделяемая энергия при этом - дефект массы:
т.е. примерно 7 МэВ на нуклон. Как увидим ниже, не вся выделяющаяся энергия идет в тепло, небольшая часть (0.6 МэВ) уносится нейтрино, для которого Солнце прозрачно. Энергия покоя нуклона почти 1 ГэВ, т.е. эффективность синтеза гелия из водорода
Следовательно, характерное время длительности стадии главной
последовательности
(здесь учтено эмпирическое соотношение масса-светимость для звезд главной последовательности
, доказательство которого
приводится в конце этой лекции).
Замечания:
- время термоядерного горения водорода
сильно зависит от массы звезды (примерно как 
) -
так, звезда с массой в 10 солнечных эволюционирует в 100 раз
быстрее Солнца!
- стадия термоядерного горения водорода в ядре звезды - самая длительная. Все
последующие стадии (горение гелия в углерод и т.д.) составляют всего лишь
от . Это связано с тем, что скорости термоядерных реакций очень
чувствительны к температуре, а для реакций синтеза более тяжелых элементов
центральная температура болжна быть выше (требуется преодоление более
высокого Кулоновского барьера 
).
<< 6. Звезды. Строение и | Оглавление | 6.2 Особенности ядерных реакций >>