Литмир - Электронная Библиотека
Содержание  
A
A

Во втором столбце приводится энергия, выделяющаяся на каждом этапе углеродно-азотной реакции. Часть этой энергии выделяется в форме нейтрино, возникающих при распаде радиоактивных изотопов 13N и 15O. Нейтрино свободно выходят из звездных недр наружу, следовательно, их энергия не идет на нагрев вещества звезды. Например, при распаде 15O энергия образующегося нейтрино составляет в среднем около 1 МэВ. Окончательно при образовании одного ядра гелия путем углеродно-азотной реакции выделяется (без учета нейтрино) 25 МэВ энергии, а нейтрино уносят около 5% этой величины.

В третьем столбце таблицы II приведены значения скорости различных звеньев углеродно-азотной реакции. Для

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_454.png
-процессов это просто период полураспада. Значительно труднее определить скорость реакции, когда происходит утяжеление ядра путем присоединения протона. В этом случае надо знать вероятности проникновения протона через кулоновский барьер, а также вероятности соответствующих ядерных взаимодействий, так как само по себе проникновение протона в ядро еще не обеспечивает интересующего нас ядерного превращения. Вероятности ядерных реакций получаются из лабораторных экспериментов либо вычисляются теоретически. Для их надежного определения потребовались годы напряженной работы физиков-ядерщиков, как теоретиков, так и экспериментаторов. Числа в третьем столбце дают «время жизни» различных ядер для центральных областей звезды с температурой в 13 миллионов кельвинов и плотностью водорода 100 г/см3. Например, для того чтобы при таких условиях ядро 12С, захватив протон, превратилось в радиоактивный изотоп углерода, надо «подождать» 13 миллионов лет! Следовательно, для каждого «активного» (т. е. участвующего в цикле) ядра реакции протекают чрезвычайно медленно, но все дело в том, что ядер достаточно много.

Как уже неоднократно подчеркивалось выше, скорость термоядерных реакций чувствительным образом зависит от температуры. Это и понятно — даже небольшие изменения температуры очень резко сказываются на концентрации необходимых для реакции сравнительно энергичных протонов, энергия которых раз в 20 превышает среднюю тепловую энергию. Для протон-протонной реакции приближенная формула для скорости энерговыделения, рассчитанного на грамм вещества, имеет вид

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_455.png
(8.1)

Эта формула справедлива для сравнительно узкого, но важного интервала температур 11—16 миллионов кельвинов. Для более низких температур (от 6 до 10 миллионов кельвинов) справедлива другая формула:

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_456.png
(8.2)

Основным источником энергии Солнца, температура центральных областей которого близка к 14 миллионам кельвинов, является протон-протонная реакция. Для более массивных, а следовательно, и более горячих звезд существенна углеродно-азотная реакция, зависимость которой от температуры значительно более сильная. Например, для интервала температур 24—36 миллионов кельвинов

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_457.png
(8.3)

Понятно, почему эта формула содержит множителем величину Z — относительную концентрацию тяжелых элементов: углерода и азота. Ведь ядра этих элементов являются катализаторами углеродно-азотной реакции. Обычно суммарная концентрация этих элементов приблизительно в семь раз меньше концентрации всех тяжелых элементов. Последнее обстоятельство учитывается в численном коэффициенте формулы (8.3).

Непрерывно идущие в центральных областях звезд ядерные реакции «медленно, но верно» меняют химический состав звездных недр. Главная тенденция этой химической эволюции — превращение водорода в гелий. Помимо этого в процессе углеродно-азотного цикла меняется относительная концентрация различных изотопов углерода и азота до тех пор, пока не установится некоторое определенное равновесие. При таком равновесии количество реакций за единицу времени, приводящих к образованию какого-нибудь изотопа, равно количеству реакций, которые его «разрушают». Однако время установления такого равновесия может быть очень большим. А пока равновесие не установится, относительные концентрации различных изотопов могут меняться в самых широких пределах. Приводим значения равновесных концентраций изотопов, полученные при температуре 13 миллионов кельвинов[ 24 ]:

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_458.png
(8.4)

Вычисленные равновесные концентрации изотопов не зависят от плотности вещества, ибо скорости всех реакций пропорциональны плотности. Первые два изотопных отношения не зависят также и от температуры. Ошибки в вычисленных равновесных концентрациях достигают нескольких десятков процентов, что объясняется неуверенностью в знании вероятности соответствующих реакции. В земной коре отношение

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_459.png
= 89,
Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_460.png
= 270.

Для протон-протонной реакции равновесное состояние наступает по истечении огромного срока в 14 миллиардов лет. Вычисления, выполненные для T = 13 миллионам кельвинов, дают значения

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_461.png
(8.5)

Заметим, что для более низкой температуры T = 8

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_462.png
106 К
Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_463.png
Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_464.png
10-2, т.е. почти в сто раз больше. Следовательно, образующийся в недрах сравнительно холодных карликовых звезд изотоп 3He весьма обилен.

Кроме протон-протонной и углеродно-азотной реакции, при некоторых условиях могут иметь существенное значение и другие ядерные реакции. Представляют, например, интерес реакции протонов с ядрами легких элементов — дейтерия, лития, бериллия и бора: 6Li + 1H

Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_465.png
3He + 4He; 7Li + 1H
Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_466.png
24He; 10B + 21H
Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_467.png
34He и некоторые другие. Так как заряд ядра — «мишени», с которой сталкивается протон, невелик, кулоновское отталкивание не так значительно, как в случае столкновений с ядрами углерода и азота. Поэтому скорость этих реакций сравнительно велика. Уже при температуре около миллиона кельвинов они идут достаточно быстро. Однако, в отличие от ядер углерода и азота, ядра легких элементов не восстанавливаются в процессе дальнейших реакций, а необратимо расходуются. Именно поэтому обилие легких элементов на Солнце и в звездах так ничтожно мало. Они уже давно «выгорели» на самых ранних стадиях существования звезд. Когда температура внутри сжимающейся под действием силы тяжести протозвезды достигнет
Звезды: их рождение, жизнь и смерть - img_468.png
1 миллиона кельвинов, первые ядерные реакции, которые там будут протекать,— это реакции на легких ядрах. Тот факт, что в атмосфере Солнца и звезд наблюдаются слабые спектральные линии лития и бериллия, требует объяснения. Он может указывать на отсутствие перемешивания между самыми наружными слоями Солнца и «глубинными» слоями, где температура уже превышает 2 миллиона кельвинов — значение, при котором эти элементы «выгорели» бы. Следует, однако, иметь в виду и совершенно другую возможность. Дело в том, что, как сейчас доказано, в активных областях Солнца (там, где происходят вспышки) заряженные частицы ускоряются до весьма высоких энергий. Такие частицы, сталкиваясь с ядрами атомов, образующих солнечную атмосферу, могут давать (и дают!) различные ядерные реакции. Свыше 10 лет назад при помощи гамма-детектора, установленного на запущенном в США специализированном спутнике «OSO-7» («Седьмая орбитальная солнечная лаборатория»), были обнаружены во время яркой вспышки на Солнце 4 августа 1972 г. две спектральные линии в этом диапазоне. Одна линия, имеющая энергию квантов 0,511 МэВ, отождествляется с излучением, возникающим при аннигиляции электронов с позитронами, другая с энергией 2,22 МэВ излучается при образовании дейтерия из протонов и нейтронов. Эти важные эксперименты как раз и демонстрируют, что в активных областях Солнца и, конечно, звезд идут ядерные реакции. Только такими реакциями можно объяснить аномально высокое обилие лития в атмосферах некоторых звезд и наличие линий технеция у звезд редкого спектрального класса S. Ведь самый долгоживущий изотоп технеция имеет период полураспада около 200 000 лет. Именно по этой причине его нет на Земле. Только ядерные реакции в поверхностных слоях звезд могут объяснить наличие линий технеция в спектрах упомянутых выше звезд.

вернуться

24

Символ [ ] здесь означает концентрацию данного сорта частиц

39
{"b":"119968","o":1}