 |
Астронет: К. А. Постнов/ГАИШ Лекции по Общей Астрофизике для Физиков http://variable-stars.ru/db/msg/1170612/node37.html |
<< 6.3. Соотношения M-L, M-R | Оглавление | 7.1 Тяжелые элементы >>
7. Эволюция звезд после главной последовательности
Разделы
- 7.1 Процессы образования тяжелых элементов
- 7.2 Вырождение вещества
- 7.3 Предел Чандрасекара и фундаментальная масса звезды
- 7.4 Нейтронизация вещества и потеря устойчивости звезды
- 7.5 Вспышки сверхновых
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-Рессела), 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
с)).
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, углоеродно-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 ни одного уверенного отождествления
звезды в спокойном состоянии, выделяющей энергию за счет горения
или более тяжелых элементов.
<< 6.3. Соотношения M-L, M-R | Оглавление | 7.1 Тяжелые элементы >>