Цель: ознакомиться с теорией эволюции звезд и гипотезой происхождения Солнечной системы.

Основные понятия:

Термоядерная реакция – реакция слияния легких атомных ядер в более тяжелые, происходящая при очень высоких температуре.

Белый карлик – одна из последних стадий развития «легких» звезд.

Нейтронная звезда – одна из последних стадий развития «тяжелых» звезд.

Солнечная система – группа небесных тел, объединенных в единую систему благодаря гравитационному взаимодействию.

Планета – небесное тело, обращающееся вокруг звезды.

Красный гигант – гигантская звезда красного цвета, в ядре которой уже закончилось горение водорода.

Черная дыра – космическое тело, гравитационное притяжение которого настолько велико, что оно способно притягивать свет.

Сверхновая звезда – явление, в ходе которого звезда резко увеличивает свою яркость на 4-8 порядков.

Термоядерный синтез

Ранее отмечалось, что ядерная энергия может высвобождаться не только при делении тяжелых ядер, но также при слиянии (синтезе) легких ядер в более тяжелые. Эти реакции протекают при температуре 10⁷ К и выше. При нормальных условиях слияние ядер невозможно, потому что положительно заряженные ядра испытывают огромные силы кулоновского отталкивания. При синтезе легких ядер задача сводится к тому, чтобы сблизить ядра на такие расстояния, при которых действие ядерных сил притяжения превысит кулоновские силы отталкивания. Для того чтобы произошло слияние атомных ядер, необходимо увеличить их подвижность, т.е. увеличить кинетическую энергию. Это достигается повышением температуры.

В результате слияния легких ядер высвобождается энергия, так как образовавшееся новое ядро имеет большую удельную энергию связи. Если при делении тяжелого ядра урана выделяется энергия порядка 1 МэВ на нуклон, то при синтезе дейтерия и трития образуется ядро гелия:

.

Ядро дейтерия имеет энергию связи 2,2 МэВ, трития – 8,5 МэВ, гелия – 28,3 МэВ; следовательно, можно вычислить энергию, выделяющуюся в процессе реакции: 28,3 МэВ – (2,2 + 8,5) МэВ = 17,6 МэВ, что в пересчете на один нуклон составляет 17,6/5» 3,52 МэВ, т. е. почти в четыре раза превосходит эффект реакции деления. Поскольку реакция слияния легких атомных ядер в более тяжелые происходит при очень высоких температурах (10⁷ К и выше), такие реакции получили название термоядерные.

Реакция слияния ядер дейтерия и трития составляет основу водородной бомбы. Запалом в такой бомбе служит атомная бомба, при взрыве которой возникает температура порядка 10⁷ К, достаточная для протекания реакции синтеза (которая в данном случае является неуправляемой).

Энергия Солнца и звезд

Физическая природа звезд изучена еще недостаточно полно, чтобы можно было с уверенностью говорить о том, как возникают звезды, как возникло Солнце и какова судьба звезд. По современным представлениям звезды зарождаются группами или скоплениями в основном из водородно-гелиевых туманностей, т.е. в некоторых местах пространства межзвездная пыль и газ сгущаются в тела больших размеров, что в результате последующего сжатия таких тел приводит к их разогреванию и свечению, т.е. к превращению в звезды.

Когда температура внутри тела поднимается достаточно высоко, там происходят процессы превращения водорода в более тяжелые химические элементы, что сопровождается выделением значительного количества энергии. В таком состоянии звезды могут находиться, по меньшей мере, миллиарды лет (например, Солнце).

Реакции синтеза протекают в недрах звезд, в том числе и Солнца. Солнце и солнцеподобные звезды состоят в основном из водорода – до 80 % и гелия – до 20 %. Температура в их недрах достигает 10⁷–10⁸ К. При такой температуре все атомы полностью ионизированы и представляют собой плазму. Таким образом, Солнце и звезды можно сравнить с гигантскими самоподдерживающимися термоядерными реакторами. Наиболее вероятной термоядерной реакцией, происходящей в недрах Солнца при Т = (1 – 2)×10⁷ К, является следующая:

,

,

.

Эту цепочку термоядерных реакций, в результате которой четыре ядра водорода  превращаются в одно ядро гелия , называют протон-протонным циклом. Средняя продолжительность последней реакции, завершающей цикл, около 1 млн лет, а энергетический эффект – около 13 МэВ. В целом энергетический эффект протон-протонного цикла составляет 27 МэВ.

Для звезд, более ярких, чем Солнце, характерен углеродный цикл.

Итогом углеродного цикла, как и протон-протонного, является превращение четырех ядер водорода в одно ядро гелия. Количество ядер углерода, участвующих в реакции, остается неизменным; они выполняют роль катализатора. В этом цикле в промежуточных реакциях из углерода образуется азот. Азот является побочным продуктом реакции превращения водорода в гелий.

После выгорания водорода в центре звезды при температуре (1 – 2)×10⁸ К начинается горение гелия:

,

 и т. д.

С выделением продуктов горения – углерода и кислорода, в результате у звезды образуется углеродно-кислородное ядро.

При температуре Т = 5×10⁸ – 10⁹ К загораются углерод и кислород, образующиеся при горении протоны и нейтроны участвуют в различных реакциях с ядрами, порождая элементы с порядковым номером в пределах .

Основной продукт горения углерода и кислорода – кремний.

При температуре Т > 2×10⁹ К в тепловом излучении появляется много квантов с энергией, достаточной для отщепления альфа-частиц от кремния, серы, магния и др. Альфа-частицы могут присоединяться к более тяжелым ядрам, образуя элементы вплоть до железа, никеля, цинка.

Происхождение элементов с Z > 30 связывают с процессами захвата нейтронов. К ним относятся элементы вплоть до висмута.

Образование элементов тяжелее гелия происходит уже в современную эпоху.

Синтез элементов тяжелее железа проявляется во взрывных процессах (во вспышках сверхновых звезд). При этом газ выбрасывается в окружающее пространство и участвует в формировании звезд последующих поколений и других небесных тел.

Если на ранней стадии эволюции вещество галактики состояло исключительно из водорода и гелия, то в дальнейшем межзвездная среда обогатилась тяжелыми элементами и они уже в готовом виде входят в состав вновь рождающихся звезд. Таким образом, во Вселенной происходит процесс необратимости развития материального мира.

Эволюция звезд

Излучение звезды осуществляется за счет термоядерных реакций, протекающих в центре звезды. Расчеты моделей звезд показывают, что главной термоядерной реакцией является превращение четырех ядер водорода в ядра гелия (протон-протонный цикл), при этом происходит выгорание водорода, светимость и радиус звезды увеличиваются, а температура уменьшается. Температура в центре у звезд больших масс выше, поэтому такие звезды эволюционируют быстрее и превращаются в красных гигантов.

После выгорания водорода происходит сжатие ядра, состоящего уже из гелия, при этом температура повышается до 100 млн К и более и начинает протекать новая термоядерная реакция – образование атомов углерода из трех атомов гелия. Эта реакция сопровождается потерей массы и выделением энергии.

Окончательная судьба звезды зависит от ее массы. Если масса звезды меньше, чем 1,2 массы Солнца, то она завершает свою эволюцию как белый карлик.

Если масса звезды заключена между 1,2 и 3 массами Солнца, то она превращается в нейтронную звезду. На конечной стадии ее развития происходит мощный сброс оболочки, т. е. вспышка сверхновой звезды. Если масса звезды превышает три солнечные массы, то в результате процесса гравитационного сжатия радиус звезды становится столь малым, что гравитационное поле звезды начинает втягивать в себя всю окружающую материю. Эти звезды все поглощают, но ничего не испускают, даже излучение. Такие звезды называют черными дырами. Расчеты показывают, что если бы Земля превратилась в черную дыру, то ее радиус был бы 0,9 см. Так как черные дыры не излучают и их размеры очень малы, то обнаружить их можно лишь косвенным путем, а именно – по регистрации коротковолнового, ультрафиолетового или рентгеновского излучения, сопровождающего втягивание межзвездной материи в черную дыру.

Скорость эволюции пропорциональна скорости выделения энергии и обратно пропорциональна массе звезды.

Звезды-гиганты развиваются за несколько миллионов лет, звезды типа Солнца – за 8–11 млрд лет, белые карлики – за 10¹⁰–10¹¹ лет.