Шрифт:
Закладка:
Рамка 16.1. За пределами протон-протонного цикла (pp)
Энергия Солнца в основном рождается благодаря протон-протонному циклу (82 %), но примерно 18 % общей энергии дают несколько дополнительных реакций ядерного синтеза, а в более массивных звездах они становятся более важными. Некоторые из этих реакций перечислены здесь:
Ветвь ppII: дает примерно 16 % от общей энергии Солнца.
3He + 4He → 7Be + γ
7Be + e– → 7Li + νe
7Li + 1H → 4He + 4He
Ветвь ppIII: дает примерно 0,01 % от общей энергии Солнца.
3He +4He → 7Be + γ
7Be +1H → 8B + γ
8Be → 8Be + e+ + νe or 8Be → 4He + 4He
CNO‐цикл (углеродно-азотно-кислородный цикл) (см. рис. 16.2): дает примерно 2 % от общей энергии Солнца.
12C + 1H → 13N + γ
13N → 13C + e+ + νe (полураспад 10 минут)
13C + 1H → 14N + γ
14N + 1H → 15O + γ
15O → 15N + e+ + νe (полураспад 2 минуты)
15N + 1H → 12C + 4He
Рис. 16.2. Шестиэтапный CNO‐цикл, дающий примерно 2 % энергии Солнца, становится преобладающим источником энергии для звезд, которые всего на 30 % массивнее Солнца. Обратите внимание на важность двух кратких радиоактивных бета-распадов. Как и протон-протонный цикл, они приводят к тому, что четыре протона (1H) превращаются в одно ядро Гелия (4He), но Азот, Углерод и Кислород, играющие роль посредников, испускают три фотона, два нейтрино и два позитрона (которые, в свою очередь, взаимодействуют с электронами, аннигилируют и производят еще четыре фотона)
Звездные кузницы: что потом?
Синтез Гелия из Водорода – это улица с односторонним движением. В принципе, можно повернуть процесс вспять – разобрать ядро Гелия на составляющие его частицы (два протона и два свободных нейтрона, которые примерно через 15 минут распадутся обратно на протоны и испустят электрон и антинейтрино), но этот процесс редко происходит в ядрах звезд – ни ядерные столкновения, ни фотоны не имеют достаточно энергии, чтобы превысить энергию связи ядра Гелия в 26 МэВ и разорвать его на части.
В результате в ядре звезды в конечном итоге заканчивается топливо – когда весь 1H преобразуется в 4He, ядерный реактор выключается. Это нарушает динамический баланс между гравитационными и ядерными силами, который звезда поддерживала всю свою жизнь, и ее ядро начинает сжиматься. При этом слой Водорода, окружающий теперь полностью гелиевое ядро, нагревается и сжимается настолько сильно, что может расплавиться, и ядерный реактор повторно воспламеняется в оболочке вокруг коллапсирующего ядра. Все новое топливо, а также более высокие температуры и плотности, при которых оно производится, повышают скорость реакции, раздувая внешние слои звезды и увеличивая количество вырабатываемой ею энергии сначала в три раза, затем в 30, а затем в 300 раз. На этой стадии Солнце поглотит Меркурий и Венеру, а его внешние слои окажутся слишком близко к Земле, чтобы можно было чувствовать себя комфортно, – и только сгоревший пепел нашей планеты будет свидетелем того, что произойдет дальше.
К этому времени ядро становится достаточно горячим (100 миллионов К)3 и плотным, чтобы пепел первой реакции, 4He, стал топливом для нового процесса термоядерного синтеза, в котором три ядра 4He сливаются, образуя Углерод (12C):
4He + 4He +4He → 12C + γ.
Поскольку энергия связи у Углерода выше, чем у Гелия, при каждом таком синтезе выделяется 7,725 Мэ В. Запуск этой реакции ненадолго увеличивает светимость в 2000 раз по сравнению с текущей (это явление известно как гелиевая вспышка), но вскоре звезда приходит в новое равновесие, в котором происходит синтез He → C в ядре и H → He в окружающей оболочке, и это состояние остается стабильным около 150 миллионов лет (заметим, что это лишь немногим больше 1 % времени жизни звезды – конец близок).
В конце концов центр звезды превращается в чистый Углерод, и при остановке основного реактора он снова начинает сжиматься. Это притягивает больше свободного Водорода и Гелия в те зоны плотности и температуры, где эти элементы могут воспламениться, и светимость звезды снова резко возрастает в несколько тысяч раз по сравнению с первоначальной. Но такая конфигурация – инертное углеродное ядро, окружающая его оболочка He → C и горящая внешняя оболочка H → He – по сути своей нестабильно. С началом реакций оболочки раздуваются, тем самым понижая и температуру, и плотность ниже критического порога, и реакции прекращаются. Это, в свою очередь, заставляет оболочки сжиматься, повышая температуру и плотность до тех пор, пока порог слияния не будет преодолен и реакции не начнутся снова. Звезда начинает пульсировать, и ее расширенные внешние слои уносятся в космос.
Этот цикл включения-выключения повторяется примерно каждые 100 000 лет, по мере того как звезда теряет до 40 % своей массы, а ядро сжимается еще сильнее. В конце концов игра заканчивается, и то, что осталось от звезды, схлопывается в объект размером с Землю (примерно 1 % от первоначального диаметра Солнца). В этот момент электроны (мы во многом их игнорировали, но они должны присутствовать, чтобы уравновешивать положительные заряды ядер) оказываются настолько близко друг к другу, что вмешиваются правила квантовой механики и запрещают им сближаться. Вспомним из главы 4 о том, что никакие два электрона не могут иметь одинаковую энергию, угловой момент и спин, благодаря чему возникают энергетические оболочки и подоболочки Периодической таблицы. В данном случае весь звездный остаток превращается в гигантский макроскопический атом, в котором электроны заполняют триллионы энергетических уровней. Результирующая сила, называемая давлением вырождения электронов, достаточна, чтобы уравновесить внутреннюю силу гравитации для остатков звезд, масса которых не превышает 1,4 массы Солнца.
Такая звезда называется белым карликом. Ее плотность составляет примерно 1 тонну на чайную ложку – представьте себе внедорожник, сжатый до размеров кубика сахара. Единственный источник энергии, оставшийся у такой звезды, – это тепло, которое она сохранила в своей предсмертной агонии из беспорядочных ядерных реакций. Она становится подобна угольку в камине, медленно излучающему тепловую энергию в пространство – сперва, когда она впервые раскрывается, отбросив внешние слои, это происходит при температуре 100 000
