 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/7lec/node2.html |
<< 7. Эволюция звезд после | Оглавление | 7.2 Вырождение вещества >>
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 
имеется7.2, 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.
 |
Рис. 7.1
Расчет эволюции звезды с начальной массой 22  как функция
времени с момента загорания водорода в ядре до начала коллапса. Время (в
логарифмическом масштабе) отсчитывается от момента начала коллапса. По оси
ординат - масса в солнечных единицах, отсчитываемая от центра. Отмечены
стадии термоядерного горения различных элементов (включая слоевые
источники). Цветом показана интенсивность нагрева (синий) и нейтринного
охлаждения (фиолетовый). Штриховкой отмечены конвективно-неустойчивые
области звезды. Рассчеты Heger A., Woosley S. (Рисунок из обзора Langanke
K., Martinez-Pinedo G., 2002, nucl-th/0203071) |
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 >>