Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4 | Следующая страница реферата

Эта реакция начинается с таких столкновений между протона­ми, в результате которых получается ядро тяжелого водорода — дейтерия. Даже в условиях звездных недр это происходит очень редко. Как правило, столкновения между протонами являются упругими: после столкновения частицы просто разлетаются в разные стороны. Для того чтобы в результате столкновения два протона слились в одно ядро дейтерия, необходимо, чтобы при таком столкновении выполнялось два независимых условия. Во-первых, надо, чтобы у одного из сталкивающихся протонов кинети­ческая энергия раз в двадцать превосходила бы среднюю энергию тепловых движений при температуре звездных недр. Как уже говорилось выше, только одна стомиллионная часть протонов имеет такую относительно высокую энергию, необходимую для преодо­ления «кулоновского барьера». Во-вторых, необходимо, чтобы за время столкновения один из двух протонов успел бы превратиться в нейтрон, испустив позитрон и нейтрино. Ибо только протон с нейтроном могут образовать ядро дейтерия! Заметим, что длитель­ность столкновения всего лишь около 10-21 секунды (оно порядка классического радиуса протона, поделенного на его скорость). Если все это учесть, то получается, что каждый протон имеет ре­альные шансы превратиться таким способом в дейтерий только раз в несколько десятков миллиардов лет. Но так как протонов в недрах звезд достаточно много, такие реакции, и притом в нужном коли­честве, будут иметь место.

По-другому складывается судьба вновь образовавшихся ядер дейтерия. Они "жадно", всего лишь через несколько секунд, "загла­тывают" какой-нибудь близкий протон, превращаясь в изотоп гелия 3Не. После этого возможны три пути (ветви) ядерных реак­ций. Чаще всего изотоп гелия будет взаимодействовать с подоб­ным себе ядром, в результате чего образуется ядро "обыкновенно­го" гелия и два протона. Так как концентрация изотопа Не чрез­вычайно мала, это произойдет через несколько миллионов лет. Напишем теперь последовательность этих реакций и выделяющуюся при них энергию.

Здесь буква v означает нейтрино, а у — гамма-квант. Не вся освободившаяся в результате этой цепи реакций энергия передается звезде, так как часть энергии уносится нейтрино. С уче­том этого обстоятельства энергия, выделяемая при образовании одного ядра гелия, равна 26,2 МэВ или 4,2 •10-5 эрг.

Вторая ветвь протон-протонной реакции начинается с соеди­нения ядра Не с ядром "обыкновенного" гелия 4Не, после чего образуется ядро бериллия 7Be. Ядро бериллия в свою очередь может захватить протон, после чего образуется ядро бора 8В, или захватить электрон и превратиться в ядро лития. В первом случае образовавшийся радиоактивный изотоп 8В претерпевает бета-рас­пад:

 

 Заметим, что нейтрино, образовавшиеся при этой реакции, как раз и обнаружили при помощи уникальной, дорогостоящей установки. Радиоактивный берил­лий Ве весьма неустойчив и быстро распадается на две альфа-частицы. Наконец, последняя, третья ветвь протон-протонной реак­ции включает в себя следующие звенья: 7Ве после захвата электрона превращается в 7li, который, захватив протон, превращается в неустойчивый изотоп 8Be, распадающийся, как и во второй цепи, на две альфа-частицы.

Еще раз отметим, что подавляющее большинство реакций идет по первой цепи, но роль "побочных" цепей отнюдь не мала.

Перейдем теперь к рассмотрению углеродно-азотного цикла. Этот цикл состоит из шести реакций.

Поясним содержание этой таблицы. Протон, сталкиваясь с яд­ром углерода, превращается в радиоактивный изотоп азота 13N. При этой реакции излучается -квант. Изотоп 13N, претерпевая - распад с испусканием позитрона и нейтрино, превращается в изотоп углерода 13С. Последний, сталкиваясь с протоном, превра­щается в обычное ядро азота 14N. При этой реакции также испу­скается -квант. Далее, ядро азота сталкивается с протоном, после чего образуется радиоактивный изотоп кислорода 15О и -квант. Затем этот изотоп путем -распада превращается в изотоп азота 15N. Наконец, последний, присоединив к себе во время столкнове­ния протон, распадается на обычный углерод и гелий. Вся цепь реакций представляет собой последовательное "утяжеление" ядра углерода путем присоединения протонов с последующими -распадами. Последним звеном этой цепи является восстановление первоначального ядра углерода и образование нового ядра гелия за счет четырех протонов, которые в разное время один за другим присоединились к 12С и образующимся из него изотопам. Как вид­но, никакого изменения числа ядер 12С в веществе, в котором про­текает эта реакция, не происходит. Углерод служит здесь "ката­лизатором" реакции.

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 15О. Нейтрино свободно выходят из звезд­ных недр наружу, следовательно, их энергия не идет на нагрев вещества звезды. Например, при распаде 15О 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 - 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.

 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.

 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.

 Ядерные процессы играют, как мы видели в этом параграфе, фундаментальную роль в длительной, спокойной эволюции звезд, находящихся на главной последовательности. Но, кроме того, их роль является определяющей при быстро протекающих нестацио­нарных процессах взрывного характера, являющихся поворот­ными этапами в эволюции звезд. Наконец, даже, казалось бы, для такой в выс­шей степени тривиальной и очень "спокойной" звезды, какой яв­ляется наше Солнце, ядерные реакции открывают возможность объяснения явлений, которые представляются очень далекими от ядерной физики.

Рождение звезд

 Современная астрономия располагает большим количеством аргументов в пользу утверждения, что звезды образуются путем конденсации облаков газово-пылевой межзвездной среды. Процесс образования звезд из этой среды продолжается и в настоящее время. Выяснение этого обстоятельства является одним из круп­нейших достижений современной астрономии. Еще сравнительно недавно считали, что все звезды образовались почти одновременно много миллиардов лет назад. Крушению этих метафизических пред­ставлений способствовал, прежде всего, прогресс наблюдательной астрономии и развитие теории строения и эволюции звезд. В резуль­тате стало ясно, что многие наблюдаемые звезды являются сравни­тельно молодыми объектами, а некоторые из них возникли тогда, когда на Земле уже был человек.

Важным аргументом в пользу вывода о том, что звезды обра­зуются из межзвездной газово-пылевой среды, служит расположе­ние групп заведомо молодых звезд (так называемых «ассоциаций») в спиральных ветвях Галактики. Дело в том, что согласно радио­астрономическим наблюдениям межзвездный газ концентрируется преимущественно в спиральных рукавах галактик. В частности, это имеет место и в нашей Галактике. Более того, из детальных «радио изображений» некоторых близких к нам галактик следует, что наибольшая плотность межзвездного газа наблюдается на внут­ренних (по отношению к центру соответствующей галактики) краях спирали, что находит естественное объяснение, на деталях которого мы здесь останавливаться не будем. Но именно в этих частях спиралей наблюдаются методами оптической астрономии «зоны Н Н», т. е. облака ионизованного межзвездного газа. Причиной ионизации таких облаков может быть только ультрафиолетовое излучение массивных горячих звезд — объектов заведомо молодых.

Центральным в проблеме эволюции звезд является вопрос об источниках их энергии. В прошлом веке и в начале этого века предлагались различные гипотезы о природе источников энергии Солнца и звезд. Некоторые ученые, например, считали, что источником солнечной энергии является непрерывное выпадение на его поверхность метеоров, другие искали источник в непрерывном сжатии Солнца. Освобо­ждающаяся при таком процессе потенциальная энергия могла бы, при некоторых условиях» перейти в излучение. Как мы увидим, ниже, этот источник на раннем этапе эволюции звезды может быть довольно эффективным, но он никак не может обеспечить излучение Солнца в течение требуемого времени.

Успехи ядерной физики позволили решить проблему источников звездной энергии еще в конце тридцатых годов нашего столетия. Таким источником являются термоядерные реакции синтеза, про­исходящие в недрах звезд при господствующей там очень высокой температуре (порядка десяти миллионов градусов).

 В результате этих реакций, скорость которых сильно зависит от температуры, протоны превращаются в ядра гелия, а освобождающаяся энергия медленно "просачивается" сквозь недра звезд и в конце концов, значительно трансформированная, излучается в мировое пространство. Это исключительно мощный источник. Если предположить, что первоначально Солнце состояло только из водорода, который в результате термоядерных реакций целиком превратится в гелий, то выделившееся количество энергии составит примерно 1052 эрг. Таким образом, для поддержания излучения на наблюдаемом уровне в течение миллиардов лет достаточно, чтобы Солнце "израсходовало" не свыше 10% своего первоначального запаса водорода.

Теперь мы можем представить картину эволюции какой-нибудь звезды следующим образом. По некоторым причинам (их можно указать несколько) начало конденсироваться облако межзвездной газово-пылевой среды. Довольно скоро (разумеется, по астрономи­ческим масштабам!) под влиянием сил всемирного тяготения из этого облака образуется сравнительно плотный непрозрачный газовый шар. Строго говоря, этот шар еще нельзя назвать звездой, так как в его центральных областях температура недостаточна для того, чтобы начались термоядерные реакции. Давление газа внутри шара не в состоянии пока уравновесить силы притяжения отдельных его частей, поэтому он будет непрерывно сжиматься. Некоторые астрономы раньше считали, что такие протозвезды наблюдаются в отдельных туманностях в виде очень темных ком­пактных образований, так называемых глобул. Успехи радиоастрономии, однако, заставили отказаться от такой довольно наивной точки зрения. Обычно одновременно образуется не одна протозвезда, а более или менее многочисленная группа их. В дальнейшем эти группы становятся звездными ассоциациями и скоплениями, хорошо известными астрономам. Весьма вероятно, (что на этом самом раннем этапе эволюции звезды вокруг нее обра­зуются сгустки с меньшей массой, которые затем постепенно пре­вращаются в планеты.

 При сжатии протозвезды температура ее повышается и значительная часть освобождающейся потенциальной энергии излучается в окружающее пространство. Так как размеры сжимающегося газового шара очень велики, то излучение с единицы его поверхности будет незначительным. Коль скоро поток излучения с единицы поверхности пропорционален четвертой степени температуры (за­кон Стефана — Больцмана), температура поверхностных слоев звезды сравнительно низка, между тем как ее светимость почти такая же, как у обычной звезды с той же массой. Поэтому на диаграмме "спектр —светимость" такие звезды расположатся вправо от главной последовательности, т. е. попадут в область красных гигантов или красных карликов, в зависимости от значений их первоначальных масс.

В дальнейшем протозвезда продолжает сжиматься. Ее разморы становятся меньше, а поверхностная температура растет вследствие чего спектр становится все более ранним. Таким образом, двигаясь по диаграмме "спектр — светимость", протозвезда довольно быстро "сядет" на главную последовательность. В этот период температура звездных недр уже оказывается достаточной для тою, чтобы там начались термоядерные реакции. При этом давление газа внутри будущей звезды уравновешивает притяжение и газовый шар перестает сжиматься. Протозвезда становится звездой.

Эволюция звезд

Чтобы пройти самую раннюю стадию своей эволюции, протозвездам нужно сравнительно немного времени. Если, например, масса протозвезды больше солнечной, нужно всего лишь несколько миллионов лет, если меньше — несколько сот миллионов лет. Так как время эволюции протозвезд сравнительно невелико, эту самую раннюю фазу развития звезды обнаружить трудно. Все же звезды в такой стадии, по-видимому, наблюдаются. Мы имеем в виду очень интересные звезды типа Т Тельца, обычно погруженные в темные туманности.

Б 5966 г. совершенно неожиданно выявилась возможность наблюдать протозвезды на ранних стадиях их эволюции. Велико же было удивление радиоастрономов, когда при обзоре неба на волне 18 см, соответствующей радиолинии ОН, были обнаружены яркие, чрезвычайно компакт­ные (т. е. имеющие малые угловые размеры) источники. Это было настолько неожиданно, что первое время отказывались даже верить, что столь яркие радиолинии могут принадлежать молекуле гидроксила. Была высказана гипотеза, что эти линии принадлежат ка­кой-то неизвестной субстанции, которой сразу же дали "подходящее" имя "мистериум". Однако "мистериум" очень скоро разделил судьбу своих оптических "братьев" — "небулия" и "короння". Дело в том, что многие десятилетия яркие линии туманностей и солнечной короны не поддавались отождествлению с какими бы то ни было известными спектральными линиями. Поэтому их приписывали неким, неизвестным на земле, гипотетическим элементам — "небулию" и "коронию". В 1939—1941 гг. было убедительно показано, что загадочные линии "корония" принадлежат многократно ионизо­ванным атомам железа, никеля и кальция.

Если для "развенчания" "небулия" и "корония" потребовались десятилетия, то уже через несколько недель после открытия ста­ло ясно, что линии "мистериума" принадлежат обыкновенному гидроксилу, но только находящемуся в необыкновенных усло­виях.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: дипломная работа 2011, реферат влияние на человека реферат древняя культура.





Предыдущая страница реферата | 1  2  3  4 | Следующая страница реферата