ЯДЕРНОЕ ГОРЕНИЕ ВОДОРОДА
Итак, равновесная конфигурация большинства звезд определяется
тем, что давление сил собственной тяжести звезды уравновешивается давлением
идеального газа, нагретого за счет энергии термоядерных реакций, осуществляемых
в звездных недрах. Согласно современным представлениям вся эволюция звезд
связана с их ядерной эволюцией, в ходе которой “пепел” от сгорания предыдущего
ядерного горючего со временем становится топливом для следующего этапа
термоядерных реакций. Начальный же этап термоядерного синтеза в недрах звезд
приходится на ядерное горение водорода — самого легкого и самого
распространенного элемента во Вселенной.
Правда, еще на стадии протозвезды, в ходе ее гравитационного
сжатия, температура в центре протозвез
ды может достигнуть нескольких миллионов Кельвинов, а это
достаточно для начала ядерного горения дейтерия, лития и бериллия. Однако этих
легких элементов в про-тозвезде мало, они быстро исчерпываются, превращаясь в
ходе горения в гелий, и поэтому их ядерное горение никак не сказывается на
протозвезде. Ее гравитационное сжатие будет продолжаться, и только энергия,
выделяемая при сжатии протозвезды, обусловливает ее светимость Лишь когда
температура, а также плотность вещества в центре протозвезды достигнут значений,
необходимых для начала ядерного горения водорода, сжатие приостанавливается и в
результате устанавливается гидростатическое равновесие звездных
недр.
При ядерном горении
водорода четыре протона (ядра водорода) синтезируются в одно ядро гелия с
выделением термоядерной энергии. Этот процесс может осуществляться в двух
различных циклах термоядерных реакций, называемых водородным (протон-протонным)
и углеродно-азотным. Последний требует более высоких температур для начала
реакций и поэтому возможен только в более массивных звездах
(М > 2 Mс),
поскольку для равновесной их конфигурации требуется более высокая температура
звездных недр. Ведь лишь в этом случае давление газа способно предотвратить
сжатие под действием сил тяжести массивной звезды.
Мы здесь не будем подробно останавливаться на реакциях ядерного
горения водорода, которые неоднократно приводились в популярной литературе (см.,
например: Харитонов А. В. Энергетика Солнца и звезд. М., Знание, 1984). Упомянем
только основные реакции синтеза гелия. При водородном цикле происходит за. хват
протона (ядра водорода) другим протоном и образующимся в результате этого ядром
дейтерия. Затем в
реакциях с участием ядра гелия Не3 синтезируется ядро гелия Не4. Для другого
цикла в качестве своеобразного катализатора требуется наличие ядер углерода
С12. В
этом случае ядро гелия Не4 (а также вновь ядро С12) получается
вследствие последовательных реакций захвата протона ядром С12 и образующимися
ядрами, часть которых перед этим подверглась бета+-распаду (в
результате один из протонов в ядре превратился в нейтрон).
Если вещество звездных недр находится в состоянии идеального
газа, то в случае углеродно-азотного цикла
Рий. 2. Схема углеродно-азотного цикла (через (р, альфа)
обозначена реакция захвата протона с образованием
альфа-частицы)
радиоактивный распад ядер с испусканием позитрона происходит
значительно быстрее, чем реакции захвата протона. Особенно велико характерное
время реакции захвата протона ядром азота
N14 с образованием ядра
кислорода О15 (рис. 2), составляющее около 0,3 млрд. лет. В водородном цикле
наибольшее характерное время (порядка 10 млрд. лет) имеет самая первая реакция
этого цикла — захват протона протоном. Если по каким-либо причинам ядерное
горение водорода происходит в вырожденном газе, то в случае углеродно-азотного
цикла ситуация существенно изменяется. Однако об этом мы скажем чуть позже, а
пока продолжим рассмотрение эволюции обычных звезд.
Полная продолжительность ядерного горения водорода определяется
их массой, но из этого вовсе не следует, что у более массивной звезды эта
продолжительность больше, поскольку в такой звезде сосредоточено больше запасов
ядерного топлива. На самом деле существует совершенно обратная зависимость, и
если у звезды массой около 0,5 Mс продолжительность ядерного горения
водорода составляет порядка 100 млрд. лет, то у звезды массой около
20 Mс —
всего несколько миллионов лет. Все дело в температурных условиях, при которых
осуществляется ядерное горение: чем выше температура, тем неимоверно быстрее
сокращается характерное время термоядерных реакций. А как мы знаем, в недрах
звезд с большей массой устанавливаются существенно более высокие значения температуры, чтобы газовое
давление противостояло силам тяжести.
Резкая зависимость скорости ядерного горения от температуры
обусловливает и то, что конфигурация звезд в^-это время чрезвычайно устойчива.
Этим, в частности, объясняется то, что после установления гидростатического
равновесия в звезде она занимает свое точно определенное место в главной
последовательности на диаграмме светимость — эффективная температура
(спектральный класс), или диаграмме Герцшпрунга— Рессела. В течение всего
времени ядерного горения во” дорода звезда не покидает пределов ширины полосы
главной последовательности. Причем светимость при ядерном горении водорода
полностью определяется температурой звездных недр и, в частности, не зависит от
типа термоядерных реакций.
Как заметил И. С. Шкловский, значение этих реакций состоит в
том, что они как бы поддерживают температурный режим, установившийся равновесной
конфигурацией звезды. И еще раз подчеркнем, что температурный режим в центре
звезды (и ее положение на главной последовательности) фактически задается ее
массой, а значит, и размерами, поскольку химический состав звезд при рождении
практически одинаков, за исключением тяжелых элементов, содержание которых
практически ничтожно по сравнению с содержанием водорода и гелия. Таким образом,
на стадии ядерного горения водорода гидростатическое равновесие звездных недр
тесно связано с устойчивостью их температурного режима.
Если бы в звездных
недрах увеличилось энерговыделение за счет термоядерных реакций (например, при
“включении” новых источников ядерного горения), звезда расширилась бы из-за
возросшего давления идеального газа. Согласно газовым законам такое расширение
должно привести к охлаждению газа и, следовательно, к понижению температуры в
центральных районах звезды. Чрезвычайная чувствительность термоядерных реакций к
изменению температуры привела бы к регулированию ядерного горения до
установления нового температурного режима. Иначе говоря, обычная звезда при
ядерном горении водорода является системой с отрицательной
теплоемкостью.
Иная ситуация
возникает при “включении” новых источников ядерного горения в условиях
вырожденного газа. В случае вырождения электронной составляющей звездного
вещества возросшее энерговыделение в недрах звезды также приводит к повышению
температуры, однако расширения газа при этом не происходит, так как давление
вырожденного газа не меняется с изменением температуры (в частности, поэтому
нагреву подвергается лишь ионная составляющая звездного вещества). Благодаря же
высокой чувствительности ядерного горения к температуре оно становится еще более
эффективным, и за очень короткое время выделяется огромное количество
термоядерной энергии. Иначе говоря, процесс приобретает взрывной характер.
Таким образом, если в ходе эволюции звезды ее вещество
становится вырожденным, то при “включении” новых источников ядерного горения в
ней возникнет сильно нестационарная ситуация, приводящая к потере теплового или
даже гидростатического равновесия. Это обстоятельство, в частности, характерно
для двойных звездных систем, компоненты которых находятся настолько близко друг
к другу, что вещество одного из них начинает перетекать к другому. Если при этом
компонент, к которому перетекает вещество (скажем, водород), состоит из
вырожденного газа (белый карлик), то аккреция (падение) вещества на его
поверхность как раз и приводит к “включению” ядерного горения в вырожденном
газе. Этим механизмом и объясняются феномены Новых и рентгеновских барстеров, о
чем и будет сказано дальше.
Помимо прочего, при существенном повышении температуры меняет
свой характер само ядерное горение водорода. Так, например, при температурах
выше 70 млн. К характерное время реакций захвата протонов в углеродно-азотном
цикле становится гораздо короче характерного времени бета+-распада. Поэтому
общее характерное время такого “горячего” углеродно-азотного цикла не зависит от
температуры и плотности вещества, а определяется соотношением числа
протонов Np и числа ядер, участвующих в реакциях
цикла, NCNO : t прим_равно 102N/
NCNO температуре
выше 400 млн. К “горячий” углеродно-азотный цикл нарушается и возникает еще
более сложный процесс — ядерное горение на быстрых протонах.
Подобный процесс реализуется при аккреции водорода на
нейтронную звезду, вещество которой представляет собой вырожденный газ из
нейтронов. Суть ядерного горения водорода на быстрых протонах заключается в том,
что для ядер изетопов кислорода О14 и О15 (см. рис. 2) становится более эффективным процесс
захвата alfa-частиц. (ядер Не4), чем бета+-распад. В
результате цепочка реакций прежнего углеродно-азотного цикла удлиняется за счет
захвата протонов и бета+ распада вплоть до ядер никеля (рис. 3). С другой
стороны, такой тип ядерного горения характеризуется очень быстрым истощением
водородного топлива, требующим всего несколько десятков секунд.
Однако более подробно ядерные процессы в двойных тесных
системах мы рассмотрим чуть позже, а пока
|