Студопедия

Главная страница Случайная страница

КАТЕГОРИИ:

АвтомобилиАстрономияБиологияГеографияДом и садДругие языкиДругоеИнформатикаИсторияКультураЛитератураЛогикаМатематикаМедицинаМеталлургияМеханикаОбразованиеОхрана трудаПедагогикаПолитикаПравоПсихологияРелигияРиторикаСоциологияСпортСтроительствоТехнологияТуризмФизикаФилософияФинансыХимияЧерчениеЭкологияЭкономикаЭлектроника






Термоядерная жизнь звезд




Звезды — это раскаленные газовые шары, которые «цементируются» силой всемирного тяготения. Если бы не было этой силы, газ бы рассеялся в космическом про­странстве. Причем это рассеяние произошло бы достаточ­но быстро, всего за несколько суток! С другой стороны, если бы на газ, образующий звезду, действовала только сила гравитации, то звезда катастрофически быстро сжа­лась бы за несколько минут!

Таким образом, имеет место точнейшее равновесие между гравитацией и давлением (на самом деле — между гравитацией и электромагнитными силами, не позволяю­щими молекулам вещества «сливаться» друг с другом). Многие миллионы и миллиарды лет длится эта титаниче­ская «борьба» между силами гравитации и давлением, в процессе которой в «топку» звезды поступают все новые и новые порции ядерного горючего. Понимание того, что в недрах звезд могут протекать реакции термоядерного синтеза, пришло не сразу. Более того, вплоть до 1920-х гг. физики категорически отри­цали такую возможность, считая, что звезды недостаточ­но горячи для того, чтобы протоны могли сливаться друг с другом, образуя ядра гелия. Действительно, чтобы подой­ти друг к другу на «ядерное» расстояние порядка 10-15 м, где начинают действовать мощные ядерные силы притяжения между нуклонами, протоны должны преодолеть кулоновское отталкивание, а для это­го им нужно иметь достаточ­но большую скорость. Чтобы наглядно представить себе эту ситуацию, воспользуемся ана­логией с шариком, который стремится преодолеть горку и упасть в ямку (рис. 1); гор­ка воспроизводит потенциаль­ную энергию кулоновского отталкивания, а ямка — по­тенциальную энергию ядер­ных сил притяжения. Очевидно, что преодолеть горку шарик может только в том случае, если его скорость по­зволит ему подняться на вершину горки.

 

 

Рис. 1 Туннельный эффект

Приравнивая потенциальную энергию взаимодействия двух протонов и среднюю кинетическую энергию их теплового движения, легко получить значение пороговой температу­ры термоядерного синтеза Тпор = 1010 К.

В то же время было известно, что температура в цен­тральных областях Солнца и других типичных звезд на начальной стадии эволюции составляет всего несколько десятков миллионов градусов, то есть в сотни раз меньше. Кроме того, совершенно фантастически выглядело одновременное столкновение четырех протонов и двух элек­тронов, из которых образуется ядро гелия 4Не2.

Загадка об источнике энергии звезд была решена в 1929 г. Р. Аткинсом и Ф. Хоутермансом, которые восполь­зовались идеей Г. Гамова о туннелировании микрочастиц через потенциальный барьер. Этот специфический кван­товый эффект заключается в том, что преодолеть потен­циальный барьер (горку на рис. 1) микрочастица мо­жет, не обязательно имея достаточно большую скорость, то есть не обязательно забираясь на самую вершину гор­ки. Обладая волновыми свойствами, микрочастица может как бы «просочиться» через барьер с вероятностью, кото­рая тем больше, чем тоньше и ниже этот барьер (горка).







Таким образом, туннельный эффект является той при­чиной, которая обусловливает слияние протонов в ядра гелия при температурах, значительно меньших классиче­ского порога термоядерных реакций. Однако вопрос о том, каким образом происходит эта реакция, был решен толь­ко спустя почти десять лет, когда в 1938 г. Г. Бете и дру­гие ученые открыли циклы термоядерных превращений, являющихся источниками энергии звезд. Насколько сложны эти циклы, можно представить, рассмотрев са­мый простой из них — так называемый, протон-протон­ный цикл (см. рис. 2).

(а) (б) (в)

 

Рис. 2 Протон-протонный цикл

Цикл начинается с таких столкновений между пара­ми протонов, в результате которых образует­ся ядро тяжелого водорода - дейтерия 2D1 (рис. 2а). При этом вылетает позитрон и электронное нейтрино. Даже в услови­ях звездных недр, где температуры достигают нескольких десятков миллионов градусов, подобные столкновения случаются очень редко. Это связано с тем, что, во-первых, не все протоны имеют достаточно большую скорость даже для того, чтобы «просочиться» через потенциальный барьер, обусловленный кулоновским отталкиванием. Во-вторых, необходимо, чтобы за время столкновения, а оно составляет всего ~10-21 с, один из двух протонов превра­тился в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Если все это учесть, то окажется, что два протона имеют шанс пре­вратиться в дейтерий один раз за несколько десятков мил­лиардов лет. Но так как самих протонов в недрах звезд тоже достаточно много, то такие реакции в нужном коли­честве будут иметь место.

Образовавшееся ядро дейтерия «жадно», всего лишь за несколько секунд, хватает какой-либо близко проле­тающий протон (рис. 11.2а)и превращается в ядро изо­топа гелия 3Не2. Эти ядра гелия тоже достаточно редко (один раз в миллион лет) соединяются с себе подобны­ми (рис. 11.2б), образуя обычное ядро гелия 4Не2 и два протона (рис. 11.2в). И опять следует иметь в виду, что самих ядер 3Не2 достаточно много, так что в каждом объеме реакция идет весьма бурно, выделяя огромную энергию.



Реакции протон-протонного цикла с образованием ге­лия протекают относительно медленно и спокойно, при этом температура в центре звезды плавно возрастает. На­пример, у нашего Солнца этот период продолжается уже 4,6 млрд лет, а запасов водорода у него должно хватить еще на 10 млрд. лет.

После выгорания водородного топлива звезде стано­вится нечем поддерживать высокую температуру, а зна­чит, она на какое-то время теряет способность сопротив­ляться гравитационному сжатию. Это сжатие приводит к тому, что температура в центральной области звезды, со­стоящей теперь преимущественно из ядер гелия и свобод­ных электронов, повышается примерно до 100 млн К. При такой температуре ядра гелия обладают столь высокой энерги­ей, что при столкновении теперь уже они могут сближать­ся до расстояний, при которых происходят сильные взаи­модействия. При слиянии ядер гелия возникают прежде всего ядра углерода 12С6, при этом высвобождается энер­гия, которая поддерживает температуру звезды. Когда запасы гелия также полностью исчерпаются, звезда вновь сжимается под действием гравитационных сил, централь­ные области нагреваются до еще более высокой темпера­туры и из ядер углерода, а также оставшихся ядер гелия возникают более тяжелые элементы. Последовательное «сжигание» легких ядер и рост температуры центральной области звезды продолжается и далее, пока не возникают стабильные ядра. К их числу, в частности, при­надлежат ядра железа. Когда термоядерные превращения доходят до железа, реактор останавливается: ведь при слиянии ядер, более тяжелых, чем железо, энергия уже не выделяется, а поглощается.

В действительности, эволюция звезды сопровождает­ся всякого рода катастрофическими взрывами, выброса­ми вещества в космическое пространство. При этом воз­никают столь большие давления, что ядра химических элементов вдавливаются друг в друга. Именно так образу­ются ядра элементов, тяжелее железа, которыми обога­щается межзвездное пространство. Предполагается, что вещество нашей Галактики уже прошло по меньшей мере одну или две переплавки в недрах каких-то звезд.

12.3. Смерть звезд и звездные «останки»

На конечной стадии необратимой эволюции звезд, ко­гда все ядерное топливо выгорело, тепловое давление ста­новится не в состоянии противодействовать гравитации и начинается процесс гравитационного сжатия. У звезды, масса которой не превышает 1,4 массы Солн­ца, гравитационное сжатие останавливается, когда веще­ство переходит в так называемое «вырожденное» состоя­ние с очень большой плотностью (до нескольких тонн в кубическом сантиметре). При этом ядра атомов оказыва­ются плотно упакованными, а все электроны обобществ­ляются, образуя вырожденный электронный газ. Звезда еще сохраняет высокую температуру (104 К), но постепен­но остывает и медленно сжимается в течение многих мил­лионов лет. Такие очень слабые звездочки - белые карли­ки - остаются видимыми, пока окончательно не остынут и не превратятся в похожие на планеты шары из вырож­денного вещества - черные карлики.

Если масса звезды после выгорания ядерного топлива превышает массу Солнца в 1,4 раза, то такая звезда не мо­жет превратиться в белого карлика, ее ждет более драма­тичный конец. Силы гравитационного сжатия на послед­нем этапе жизни звезды настолько велики, что им не мо­жет противостоять даже вырожденное вещество. Плотность вещества достигает миллиона тонн в см3, при этом атомные ядра раскалываются как орехи. Выделяется огромная гра­витационная энергия — наступает гигантский взрыв. За несколько секунд выделяется энергия 1045 Дж, то есть боль­ше, чем за всю предшествующую жизнь. Температура мгновенно достигает невообразимой величины 1011 К. Та­кой катастрофический процесс называется взрывом сверх­новой звезды. При этом большая часть массы звезды вы­брасывается в космическое пространство со скоростью 1000-5000 км/с. Выброшенное вещество содержит тяже­лые элементы, образовавшиеся в момент взрыва. В тече­ние нескольких суток сверхновая звезда испускает боль­ше света, чем целая галактика.

Под действием такого взрыва электроны вдавливают­ся в атомные ядра, сливаются с протонами и образуют ней­троны. Мощные потоки нейтрино охлаждают ядро звез­ды и превращают ее в нейтронную звезду— своеобразное гигантское атомное ядро с поперечником в десяток кило­метров.


mylektsii.ru - Мои Лекции - 2015-2017 год. (0.085 сек.)