Звездная эволюция

История Вселенной

Время	Эпоха	Событие	Время от сегодняшнего момента, лет
	Сингулярность	Большой Взрыв	20 млрд.
10^-43с	Планковский момент	Рождение частиц	20 млрд.
10^-6 с	Адронная эра	Аннигиляция протон-антипротонных пар	20 млрд.
1 с	Лептонная эра	Аннигиляция электрон-позитронных пар	20 млрд.
1 мин	Радиационная эра	Ядерный синтез гелия, дейтерия	20 млрд.
1 неделя	Излучение к этой эпохе термализуется	20 млрд.
10000 лет	Эра вещества	Во Вселенной начинает доминировать вещество	20 млрд.
300000 лет		Вселенная становится прозрачной для излучения	19.7 млрд.
1-2 млрд. лет		Начало образования галактик	18-19 млрд.
3 млрд. лет	Образование скопления галактик	17 млрд.
4 млрд. лет	Сжатие нашей протогалактики	16 млрд.
4.1 млрд. лет	Образование первых звезд	15.9 млрд.
5 млрд. лет	Рождение квазаров, образование звезд	15 млрд.
10 млрд. лет	Образование звезд	10 млрд.
15.2 млрд. лет	Образование межзвездного облака, давшего начало Солнечной системе	4.8 млрд.
15.3 млрд. лет	Сжатие протосолнечной туманности	4.7 млрд.
15.4 млрд. лет	Образование планет, затвердение пород	4.6 млрд.
16.1 млрд. лет	Археозойская эра	Образование самых старых земных пород	3.9 млрд.
17 млрд. лет	Зарождение микроорганизмов	3 млрд.
18 млрд. лет	Протозойская эра	Возникновение богатой кислородом атмосферы	2 млрд.
19 млрд. лет	Палеозойская эра	Зарождение макроскопических форм	1 млрд.
19.4 млрд. лет	Самые ранние окаменелости	600 млн.
19.55 млрд. лет	Первые растения на суше	450 млн.
19.6 млрд. лет	Рыбы	400 млн.
19.75 млрд. лет	Мезозойская эра	Хвойные, образование гор	250 млн.
19.8 млрд. лет	Рептилии	200 млн.
19.85 млрд. лет	Кайнозойская эра	Динозавры, дрейф континентов	150 млн.
19.95 млрд. лет	Первые млекопитающие	50 млн.
20 млрд. лет	Человек (Homo sapiens)	2 млн.

Окружающий нас мир состоит из различных химических элементов. Как образовались эти элементы в естественных условиях? В настоящее время общепризнанной является точка зрения, что элементы, из которых состоит Солнечная система, образовались в ходе звездной эволюции. С чего начинается образование звезды? Звезды конденсируются под действием гравитационных сил из гигантских газовых молекулярных облаков (термин “молекулярный” означает, что газ состоит в основном из вещества в молекулярной форме). Масса вещества, сосредоточенного в молекулярных облаках, составляет значительную часть всей массы галактик. Эти газовые облака первичного вещества состоят преимущественно из ядер водорода. Небольшую примесь составляют ядра гелия, образовавшиеся в результате первичного нуклеосинтеза в дозвездную эпоху.
Когда масса вещества звезды в результате аккреции достигает 0.1 массы Солнца, температура в центре звезды достигает 1 млн K и в жизни протозвезды начинается новый этап - реакции термоядерного синтеза. Однако эти термоядерные реакции существенно отличаются от реакций, протекающих в звездах, находящихся в стационарном состоянии, типа Солнца. Дело в том, что протекающие на Солнце реакции синтеза:

¹H + ¹H ²H + e⁺ + _e

требуют более высокой температуры ~10 млн K. Температура же в центре протозвезды составляет всего 1 млн K. При такой температуре эффективно протекает реакция слияния дейтерия (d ²H):

²H +²H ³He + n + Q,

где Q = 3.26 МэВ - выделяющаяся энергия.
Дейтерий также как и ⁴He образуется на дозвездной стадии эволюции Вселенной и его содержание в веществе протозвезды составляет 10^-5 от содержания протонов. Однако даже этого небольшого количества достаточно для появления в центре протозвезды эффективного источника энергии.
Непрозрачность протозвездного вещества приводит к тому, что в звезде начинают возникать конвективные потоки газа. Нагретые пузыри газа устремляются от центра звезды к периферии. А холодное вещество с поверхности спускается к центру протовезды и поставляет дополнительное количество дейтерия. На следующем этапе горения дейтерий начинает перемещаться к периферии протозвезды, разогревая её внешнюю оболочку, что приводит к разбуханию протозвезды. Протозвезда с массой, равной массе Солнца, имеет радиус, в пять раз превышающий солнечный.
Сжатие звездного вещества за счет гравитационных сил приводит к повышению температуры в центре звезды, что создает условия для начала ядерной реакции горения водорода (рис.1).

Рис. 1. Основные этапы эволюции массивной звезды (M>25M). M - масса Солнца

Когда температура в центре звезды повышается до 10-15 млн. K, кинетические энергии сталкивающихся ядер водорода оказываются достаточными для преодоления кулоновского отталкивания и начинаются ядерные реакции горения водорода. Ядерные реакции начинаются в ограниченной центральной части звезды. Начавшиеся термоядерные реакции сразу же останавливают дальнейшее сжатие звезды. Тепло, выделяющееся в процессе термоядерной реакции горения водорода, создает давление, которое противодействует гравитационному сжатию и не позволяет звезде коллапсировать. Происходит качественное изменение механизма выделения энергии в звезде. Если до начала ядерной реакции горения водорода нагревание звезды происходило за счет гравитационного сжатия, то теперь открывается другой механизм - энергия выделяется за счет ядерных реакций синтеза. Звезда приобретает стабильные размеры и светимость, которые для звезды с массой, близкой к солнечной, не меняются в течение миллиардов лет, пока происходит сгорание водорода. Это самая длительная стадия в звездной эволюции. Таким образом, начальный этап термоядерных реакций синтеза состоит в образовании ядер гелия из четырех ядер водорода. По мере того, как в центральной части звезды происходит горение водорода, его запасы там истощаются и происходит накопление гелия. В центре звезды формируется гелиевое ядро. Когда водород в центре звезды выгорел, энергия за счет термоядерной реакции горения водорода не выделяется и в действие вновь вступают силы гравитации. Гелиевое ядро начинает сжиматься. Сжимаясь, ядро звезды начинает нагреваться еще больше, температура в центре звезды продолжает расти. Кинетическая энергия сталкивающихся ядер гелия увеличивается и достигает величины, достаточной для преодоления сил кулоновского отталкивания.

Рис. 2. Эволюция массивной звезды

Начинается следующий этап термоядерной реакции - горение гелия. В результате ядерных реакций горения гелия образуются ядра углерода. Затем начинаются реакции горения углерода, неона, кислорода. По мере горения элементов с большим Z температура и давление в центре звезды увеличиваются со все возрастающей скоростью, что в свою очередь увеличивает скорость ядерных реакций (рис.2).
Если для массивной звезды (масса звезды ~ 25 масс Солнца) реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, то горение гелия происходит в десять раз быстрее. Процесс горения кислорода длится около 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки. Какие элементы могут образоваться в звездах в последовательной цепочке термоядерных реакций синтеза? Ответ очевиден. Ядерные реакции синтеза более тяжелых элементов могут продолжаться до тех пор, пока возможно выделение энергии. На завершающем этапе термоядерных реакций в процессе горения кремния образуются ядра в районе железа. Это конечный этап звездного термоядерного синтеза, так как ядра в районе железа имеют максимальную удельную энергию связи. Ядерные реакции, происходящие в звездах в условиях термодинамического равновесия, существенно зависят от массы звезды. Происходит это потому, что масса звезды определяет величину гравитационных сил сжатия, что в конечном итоге определяет максимальную температуру, достижимую в центре звезды. В табл. 1 приведены результаты теоретического расчета возможных ядерных реакций синтеза для звезд различной массы.

Таблица 1

Дата добавления: 2014-01-11