Термоядерный синтез. Эволюция звезд

При нагреве смеси реагирующих ядер до очень высоких температур кинетическая энергия теплового движения ядер становится достаточно высокой для осуществления реакций ядерного синтеза, получившего название термоядерных реакций.

Такие условия существуют на Солнце и других звездах. В центре Солнца Т=13 млн. К. При этой температуре атомы полностью ионизированы, и вещество представляет собой полностью ионизированную плазму, содержащую «голые» ядра и электроны. Происходит реакция превращения ядер водорода в ядра гелия.

4₁H¹→₂He⁴+2e⁰ +26.7 МэВ 1МэВ = 1,6 Дж

позитрон

В настоящее время Солнце состоит из 70% водорода, 29% гелия. Водород будет превращаться в гелий еще 10¹¹ лет.

По мере «выгорания» водорода в центре звезды образуется гелиевое ядро, в котором при t=100-150 млн. градусов могут происходить превращения: 3₂He⁴→₆С¹²+7.65 МэВ; ₆С¹²+₂He⁴→₈О¹⁶+7.1 МэВ и другие термоядерные реакции.

Ближайшая звезда – Солнце состоит из трех сфер:

1. Фотосфера – светящаяся сфера, которую мы наблюдаем непосредственно. Фотосфера испускает сплошной спектр. Максимум этого спектра приходится на длину волны 470 нм. Температура фотосферы – примерно 6000 К.

2. Хромосфера, которая видна только во время солнечных затмений.

3. Корона, простирающаяся на расстояние в несколько солнечных радиусов. Корону можно наблюдать во время полного солнечного затмения.

На Солнце иногда наблюдаются вспышк и продолжительностью от 20 минут до нескольких часов. Солнечная плазма в районе вспышки разогревается до К, а скорость выбрасываемой из Солнца плазмы достигает 1-2 тыс.км/с.

Процесс образования звезд происходит постоянно. Некоторые звезды образовались, когда на Земле уже был человек. Звезды образуются путем конденсации облаков разряженной газово-пылевой межзвездной среды. Из облаков под действием гравитации образуется плотный непрозрачный газовый шар. По мере его сжатия температура звездных недр повышается и оказывается достаточной для начала термоядерных реакций. При этом давление горячего газа внутри будущей звезды уравновешивает гравитационные силы и сжатие прекращается. Этот процесс продолжается недолго – от нескольких миллионов до ста миллионов лет (в зависимости от массы звезды).

Излучение звезды происходит за счет термоядерных реакций, протекающих в центральной части звезды. Продолжительность жизни звезд зависит от ее массы. Горячие звезды-гиганты, масса которых в 10-20 раз превышает массу Солнца, истратят свое «ядерное горючее» в течении нескольких миллионов лет. Наше Солнце и другие звезды такой же массы истратят «горючее» за 10-15 миллиардов лет.

Когда водорода в звезде не останется, выделение энергии прекращается, и гравитационные силы начинают сжимать такое ядро. Термоядерные реакции будут идти только на поверхности звезды. Светимость звезды и ее размеры должны возрасти, и звезда превращается в красный гигант. Когда температура сжимающегося гелиевого ядра звезды достигает 100-150 миллионов К, начинается реакция превращения гелия в углерод. Наше Солнце превратится в красный гигант через 8 миллиардов лет и будет оставаться им в течении нескольких сотен миллионов лет. Его светимость увеличится в сотни раз, а радиус – в десятки раз.

Красные гиганты быстро истощают запасы «ядерного горючего» и превращаются в белые карлики, если их масса близка к массе Солнца. В них термоядерные реакции прекратились, и они остывают, становясь невидимыми. Их размеры меньше размеров Земли, а масса сравнима с массой Солнца. Их плотность составляет

Судьба звезды на последних этапах эволюции целиком определяется ее массой, т.е. гравитационными силами, действующими в звезде. Звезда, масса которой не превышает 1,4 массы Солнца, без катастрофических событий переходит в состояние белого карлика.

Звезды, масса которых в несколько раз превышают солнечную массу, превращаются в нейтронные звезды или в черные дыры. Такому превращению способствуют предшествующие катастрофические взрывы. Если оставшаяся после взрыва часть звезды имеет массу 1,5-2,7 массы Солнца, то она не может стать белым карликом. Гравитационные силы сжимают ее до диаметра около 10-15 км, а их средняя плотность возрастает до кг/м³, т.е. выше плотности атомного ядра. Эти звезды называются нейтронными. Теорию таких звезд разработал в 30 годы прошлого столетия советский ученый Л. Ландау. Дальнейшее сжатие этой звезды приводит к мощному взрыву – вспышке сверхновой звезды и выбросу значительной части ее вещества в межзвездное пространство. На месте вспышки обнаруживают особые газовые туманности, которые являются мощными источниками радиоизлучения. Вспышка сверхновой звезды наблюдалась в 1054 году в созвездии Тельца, после чего на этом месте образовалась Крабовидная туманность.

Если после исчерпания «ядерного горючего» масса звезды более трех масс Солнца, то звезда будет сжиматься и уплотняться с большой скоростью. Плотность ее будет резко возрастать. С увеличением плотности будет расти и 2-я космическая скорость υ_к, которую должно иметь тело, чтобы покинуть поверхность звезды. Если υ_к≈с, то поверхность такой звезды не смогут покинуть ни частицы, ни излучения. Такие объекты получили название «черные дыры». Они не видны, но связаны тяготением с соседними звездами и поэтому вращаются с ними вокруг общего центра масс (двойные звезды). Газ из соседней звезды может перетекать на «черную дыру», при этом газ будет излучать в рентгеновском диапазоне.

Последняя вспышка сверхновой звезды наблюдалась в созвездии Рыбы с 24 февраля по13 марта 1987 года. Впервые в истории астрономии удалось наблюдать гибель звезды. Исходная масса звезды была примерно в 15 раз больше массы Солнца. При этом светимость звезды увеличилась в 40 тысяч раз. За 18 дней звезда прекратила свое существование. Что осталось на месте звезды можно будет узнать после того, когда разлетятся облака вещества.

Поиск по сайту: