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

¹²C + p → ¹³N + излучение,

¹³N → ¹³C + e⁺ + ν,

¹³C + p → ¹⁴N + излучение,

¹⁴N + p → ¹⁵O + излучение,

¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν,

¹⁵N + p → ⁴He + ¹²C.

Чтобы эти процессы заработали, требуется наличие небольших количеств ядер С, N, О, особенно ядер ¹²С ⁸⁰¹. В конце цикла содержание С, N, О в звезде остаётся, однако, прежним. Критическая черта, отделяющая звёзды большой массы от звёзд малой массы, не является резкой и находится в области где-то вблизи М_☉. Таким образом, Солнце и менее массивные звёзды используют водородное топливо в p—p-цепочке, а более массивные, чем Солнце, звёзды в основном используют CNO-цикл.

801 Таким образом, CNO-цикл заранее предполагает наличие в звезде элементов, тяжелее ¹H и ⁴He. В гл. 7 мы вернёмся к этому вопросу.

Реакции, входящие как в p—p-цепочку, так и в CNO-цикл, происходят с разной скоростью. На самом деле, первая реакция в обоих процессах является самой медленной и определяет общую скорость синтеза. Характерное время колеблется от нескольких миллиардов лет для звёзд очень малой массы до сотен миллионов лет для сверхмассивных звёзд.

Далее мы увидим, что после завершения синтеза гелия в центре звезды начинается образование более тяжёлых ядер. Но эти процессы происходят существенно быстрее, чем синтез гелия. Следовательно, в течение большей части жизни звезды внутри неё синтезируется гелий. Возвращаясь к диаграмме Г—Р (рис. 45), мы видим, что в этом заключается причина того, почему главная последовательность содержит больше всего точек. Именно в звёздах на главной последовательности медленно, но непрерывно работает термоядерный реактор, превращающий водород в гелий.

Рис. 45. Диаграмма Г—Р

Соотношение масса — светимость для звёзд главной последовательности имеет вид

L ~ Mⁿ,

где n=1,6 для звёзд малой массы (М ≲ М_☉) и п = 5,4 для звёзд большой массы (М ≳ М_☉).

Следовательно, если мы «поднимаемся» по главной последовательности от её конца В к другому концу А, нам встречаются звёзды все большей и большей массы и все большей и большей светимости. Можно провести и расчёты поверхностной температуры для моделей звёзд разной массы и проверить, согласуется ли вычисленная таким способом поверхностная температура с тем, что указано на диаграмме Г—Р. Такое вычисление обеспечивает проверку правильности теории в целом.

Признаком большого успеха современных вычислений является очень хорошее согласие между теорией и наблюдениями. В наши дни астрофизик, исходя из уравнений Эддингтона и используя наилучшие из имеющихся данных атомной и ядерной физики, осуществляет с помощью ЭВМ решение ряда дифференциальных уравнений. Действительно, многие тонкие теоретические детали звёздных моделей невозможно выяснить без помощи быстрых ЭВМ.

Можно осуществить и другую, экспериментальную проверку таких моделей, однако, мы отложим обсуждение этого вопроса до гл 11. КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ

Как бы ни был велик источник ядерной энергии внутри Солнца, он конечен и рано или поздно иссякнет. То, как это может произойти, видно из рис. 46. В звезде появилось центральное ядро, первоначально состоявшее из водорода, но теперь благодаря работе термоядерного реактора превратившееся в гелиевое. Напомним, что для работы реактора необходима достаточно высокая температура. Не забудем также, что температура в звезде падает от центра наружу.

Рис. 46. В конце фазы нахождения на главной последовательности у звезды имеется гелиевая сердцевина и оболочка из водорода

Итак, на рис. 46 показана следующая ситуация. Внутри сердцевины звезды температура достаточно высока, так что реактор может работать, но там уже для него не осталось топлива. Вне сердцевины, в оболочке, полно водородного топлива, но там недостаточно горячо для того, чтобы этот водород смог принять участие в процессе синтеза. Таким образом, создаётся впечатление, что звезда подошла к моменту смерти, если иметь в виду её активную жизнь. С Солнцем подобное случится тогда, когда оно переработает в гелий 12% своего водорода.

Однако этот тупик временный, и проблема решается следующим образом.

Напомним (см. гл. 6), что за счёт генерации энергии в центре звезды обеспечиваются высокие температуры и давления, противодействующие силе тяготения. Если же источник энергии отключается, уже невозможно поддерживать давление на прежнем уровне. Хотя вся звезда чувствует возникший дисбаланс, последствия его наиболее серьёзны, естественно, для гелиевой сердцевины. Не имея возможности противостоять сжатию под действием собственных сил тяготения, сердцевина начинает сокращаться. Благодаря этому процессу в жизни звезды открываются новые интересные перспективы.

При сжатии гелиевой сердцевины она нагревается, как и всякий газ при сжатии. Проводя аналогию с тем, что было раньше, можно задать вопрос: «Не может ли гелий нагреваться до такой температуры, чтобы стать активным топливом нового процесса термоядерного синтеза?» Действительно, если это возможно, то в активной жизни звезды ещё не все потеряно! Она может продолжить генерацию энергии за счёт другого процесса синтеза.

Ответа на этот вопрос не было до середины 50-х годов. Дело в том, что экспериментальные данные в области ядерной физики показали, что при подъёме по лестнице масс к более тяжёлым ядрам все те ядра, которые непосредственно следуют за ⁴Не, являются нестабильными. Мы можем, например, попытаться слить вместе два ядра гелия с образованием ядра бериллия ⁸Ве. Однако ядро ⁸Ве разваливается сразу после образования! Поэтому процесс синтеза не может идти по такому пути. Аналогично, не существует стабильных ядер, состоящих из пяти частиц, которые могли бы образоваться путём добавления нейтрона или протона к ⁴Не.

Предложение, приведшее к решению проблемы, поступило на этот раз не от физика-ядерщика, а от астрофизика-теоретика. Фред Хойл, предложивший новую идею, сделал это потому, что он был убеждён: раз мы видим звёзды разных типов, кроме тех, которые есть на главной последовательности, значит, должны быть другие пути объединения ядер гелия, благодаря которым звезде удаётся поддержать работу своего термоядерного реактора, даже уйдя с главной последовательности. Хойл предположил, что объединяются на два, а три ядра гелия, образуя углерод в возбуждённом состоянии:

3⁴He → ¹²C^*.

Звёздочка здесь означает, что ядро углерода возбуждено, т.е. имеет большую энергию, чем обычное ядро. Однако ядро не может пребывать в таком состоянии очень долго; оно должно перейти в обычное состояние, отдав часть энергии:

¹²C^* → ¹²C + излучение.

Но мы ещё не все сказали об этом процессе. Действительно, очень маловероятно, что может произойти тройное соударение, в котором три ядра гелия объединяются вместе. Напомним, что и в p—p-цепочке, и в CNO-цикле все четыре ядра водорода сливались вместе не сразу, а по этапам, причём на каждом этапе одновременно сталкивались две частицы. Одновременно соединение трёх ядер гелия за счёт хаотических движений происходит совсем не так часто. Чтобы компенсировать редкость такого события, сама реакция синтеза должна проходить очень быстро, так, будто ей отдаётся максимальное предпочтение. Физики называют подобные предпочтительные процессы резонансными реакциями. На рис. 47 показано, как попадает в резонанс обыкновенный маятник, если периодически толкать его грузик. Для того чтобы наступил резонанс, частота подталкивания грузика должна совпадать с собственной частотой колебаний маятника.