От чёрных облаков к чёрным дырам - Нарликар Джаиант (серии книг читать онлайн бесплатно полностью TXT) 📗

Основное интересующее нас свойство этой реакции заключено в последнем слагаемом, которое указывает нам, что в процессе синтеза действительно высвобождается энергия. Откуда она берётся? Если мы подсчитаем полную массу четырёх ядер водорода, участвующих в реакции, и сравним её с массой ядра гелия, обнаружится, что первая чуточку больше. Позитроны и нейтрино очень лёгкие частицы, и они не вносят существенного вклада в разность масс.

Иными словами, закон сохранения массы нарушается. Но для физика XX века это не должно служить причиной для беспокойства, так как, согласно знаменитой формуле Эйнштейна E=Mc², потеря массы М проявляется как энергия, значение которой получается умножением М на квадрат скорости света.

Какая же доля массы водорода переходит в энергию при таком синтезе? Всего лишь 7 тысячных долей полной массы. Как ни мала эта доля, она достаточна, чтобы обеспечить такую звезду, как Солнце, энергией и дать ей возможность светить миллиарды лет.

Посмотрим на это с земной точки зрения. Допустим, в нашем распоряжении имеется термоядерный реактор, способный осуществить синтез 1 кг водорода в гелий. Сколько энергии произведёт этот реактор? Из 1 кг топлива лишь 7 г превратится в энергию. Однако формула Эйнштейна приводит к невообразимому результату, что количество выделившейся энергии будет равно 7 x 10¹⁴ Дж. Это равно той энергии, которую вырабатывает генератор мощностью 1 МВт, непрерывно работая в течение 20 лет!

Приведённый пример показывает, какие грандиозные возможности таят в себе термоядерные реакторы, если только земная технология продвинется достаточно далеко и сумеет их создать. Пока что технология преуспела лишь в создании водородной бомбы. Разница между термоядерным реактором и бомбой заключается в том, что в обоих случаях используется одна и та же реакция синтеза, но в реакторе энергия выделяется контролируемым образом с постоянной скоростью, а в бомбе в виде взрыва.

Звёзды способны достичь состояния контролируемого ядерного синтеза благодаря большим давлениям в центральных областях, порождённым тяготением. Земная технология должна искать другие пути осуществления управляемого синтеза, поскольку невозможно воспроизвести звёздный сценарий: нет той гигантской силы тяготения, которая доступна звёздам.

Глава 7 ЗВЁЗДЫ КАК ТЕРМОЯДЕРНЫЕ РЕАКТОРЫ

В предыдущей главе мы убедились, что источник энергии излучения звёзд находится в её центре и представляет собой термоядерный реактор. Посмотрим теперь, как меняется этот реактор в процессе старения звезды и как эти изменения влияют на её внешний вид и размеры. ЗВЁЗДЫ ГЛАВНОЙ ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТИ

В гл. 7 мы обсудили простейший ядерный реактор. Его топливом являются ядра водорода, т. е. просто протоны. Четыре протона, соединяясь вместе, образуют ядро гелия. И в этом процессе синтеза выделяется энергия.

До того, как стал известен этот процесс, уравнения звёздной структуры Эддингтона были неполны в том смысле, что не хватало одного уравнения. В такой ситуации лучшее, что могли сделать астрофизики, это вычислить светимость звезды L, задав два основных параметра звезды — её массу М и радиус R. Как только решилась проблема генерации энергии за счёт ядерного синтеза, появилась возможность сделать лучше: вычислить как светимость L, так и радиус R как функции одного единственного параметра — массы звезды М. Так как астроному значительно легче определить светимость звезды, чем её радиус, соотношение между массой и светимостью стало главным результатом этих вычислений, имеющим прямое отношение к наблюдениям. Мы поясним это с помощью диаграммы Г—Р.

Есть две важнейшие причины, по которым масса звезды существенно определяет её внутреннее строение. Первая из них заключается в том, что масса определяет, каким образом энергия переносится из глубин звезды к её внешней поверхности.

Вообще говоря, существуют три пути, по которым теплота может передаваться от одной точки к другой. При теплопроводности теплота передаётся от соседа к соседу атомами и молекулами нагретого вещества, хотя эти частицы остаются на своих местах. Такой процесс действует, например, в твёрдых металлах. При конвекции, обычно в жидкостях и газах, малые количества нагретого вещества целиком перемещаются от одного конца тела до другого, перенося теплоту с собой. Такое движение можно заметить, например, при нагревании воды до кипения. Наконец, третий путь связан с излучением, когда энергия переносится фотонами. В гл. 5 мы уже видели, каким образом два последних процесса доминируют на разных стадиях процесса образования звезды.

В звезде также имеют место два последних процесса, причём опять они действуют с неодинаковой эффективностью. Может случиться, что в некоторых частях звезды условия более подходящие для того, чтобы частицы газа двигались целиком и переносили теплоту путём конвекции из внутренней области во внешнюю. Это происходит тогда, когда некоторое количество частиц газа, получив теплоту от центрального источника, расширяется и становится легче своего окружения, так что в результате всплывает наверх, как показано на рис. 43. В других случаях это может быть не лучшим путём переноса теплоты и излучение (в форме световых фотонов) становится более эффективным механизмом. Но, как мы видели в гл. 5, в некоторых случаях непрозрачность звёздного вещества препятствует выходу фотонов наружу.

Рис. 43. Когда какой-то объём газа, показанный заштрихованным квадратом на рисунке, получает извне порцию теплоты (стрелка на рис. а), он расширяется и всплывает наверх (как показано на рис. б). Условия во внешних слоях определяют, сможет ли этот объём газа выйти наружу

Таким образом, оба процесса имеют свои за и против. Если имеется достаточно резкое падение температуры от центра наружу, то конвекция может преобладать, а если непрозрачность невелика, то основным станет излучение. Количественный анализ (который позволяет продвинуться значительно дальше наших качественных аргументов) показывает, что масса звезды определяет, в какой зоне доминирует один из конкурирующих процессов.

Рис. 44. Перенос энергии в более и менее массивных звёздах. В зачернённой области происходит конвективный перенос энергии; в незачерненной области энергия переносится излучением. Наверху показана звезда менее массивная, а внизу — более массивная, чем Солнце

В основном есть две зоны — внутренняя сердцевина и внешняя оболочка (рис. 44). В очень массивной звезде сердцевина конвективная, а в оболочке преобладает излучение, а в звёздах малой массы два процесса, меняются местами. Критическая масса, при которой происходит переход, примерно равна массе Солнца M_☉. Само Солнце относится ко второму типу.

Второе важное обстоятельство, связанное с массой звезды, это тот путь, по которому протекают термоядерные реакции в её центре. Есть два способа достичь слияния ядер водорода в ядро гелия. В звёздах малой массы наиболее эффективной оказывается так называемая p—p цепочка. Она состоит из следующей совокупности реакций:

p + p → ²H + e⁺ + ν,

²H + p → ³He + излучение,

³He + ³He → ⁴He + 2p.

В приведённых реакциях происходит последовательное добавление протонов, почему весь процесс и получил название p—p цепочки. Заметим, что окончательным результатом этой цепочки реакций является превращение четырёх протонов в ядро гелия.

В звёздах большой массы этот процесс не очень эффективен и заменяется другим, названным CNO-циклом, в котором ядра углерода (С), азота (N) и кислорода (О) играют роль катализаторов. В химической или ядерной реакции катализаторы являются посредниками, ускоряющими ход реакции, но в конце процесса катализатор остаётся в целости. Именно так происходит в приводимой ниже CNO-цепочке: