Reacții nucleare în stele. Timpul de emisie al stelelor din cauza compresiei gravitaționale nu depășește 5,109 ani pentru toate stelele din intervalul de masă observat. Procesul de comprimare gravitațională a stelei cu creșterea temperaturii va continua până când temperatura din centrul stelei se ridică la 10 7 K. Comprimarea gravitațională va fi oprită de reacția nucleară de ardere a hidrogenului care a început. Masa nucleului de hidrogen este de 1,0073 unități de masă atomică (amu), masa nucleului de heliu este de 4,0015 amu. Când un nucleu de heliu este format prin fuziunea a patru nuclee de hidrogen, defectul de masă este ΔM = 0,0277 amu, care corespunde energiei eliberate.

AE = c2AM = 4,1.10-5 erg.

Dacă presupunem că Soarele este format numai din hidrogen și ca urmare a reacției nucleare 4p → 4 He (Fig. 14), are loc arderea completă a hidrogenului și transformarea lui în heliu, energia totală eliberată în acest caz este E nuclear = 1,3 10 52 erg. Ținând cont de luminozitatea Soarelui (L = 4·10 33 erg/s), aflăm că la ritmul actual de ardere a hidrogenului datorată unei surse nucleare, Soarele este capabil să emită 100 de miliarde de ani.

(T nuclear) = 1,3·10 52 erg/ 4·10 33 erg/s ≈ 3·10 18 s = 10 11 ani.

De fapt, arderea hidrogenului pentru a forma heliu are loc într-o regiune centrală limitată a Soarelui. Ca urmare a pierderii de energie din cauza radiațiilor, masa Soarelui scade cu 4,3 milioane de tone în fiecare secundă.
În timpul arderii hidrogenului, temperatura nucleului stelei rămâne relativ constantă și este de aproximativ 10 7 K. Steaua se află într-o stare de echilibru cvasistatic, în care energia eliberată în reacțiile termonucleare compensează energia pierdută în urma radiațiilor de la suprafața stelei. O stea va fi stabilă atunci când efectele opuse ale gravitației și tendința gazelor fierbinți de a se extinde sunt echilibrate.
Să luăm în considerare ce se va întâmpla cu o stea dacă temperatura din interiorul ei începe brusc să crească sau să scadă. Dacă temperatura din centrul stelei începe să crească, acolo se va produce mai multă energie decât este emisă de la suprafață. În același timp, presiunea din interiorul stelei crește și aceasta începe să se extindă. O creștere a dimensiunii stelei va duce la faptul că rata reacțiilor termonucleare va scădea și temperatura din centrul stelei va începe să scadă. Și, invers, dacă suprafața unei stele se răcește mai repede decât energia produsă în stea, atunci steaua va începe să se micșoreze și viteza reacțiilor nucleare va crește. Procesul de stabilizare a temperaturii unei stele în acest stadiu al evoluției sale are loc în așa fel încât energia generată ca urmare a reacțiilor termonucleare să fie emisă fără modificări bruște.
În stadiul de echilibru cvasistatic în fiecare punct al stelei greutatea straturi exterioare echilibrat de gaz și presiune ușoară. Astfel, reacția termonucleară care a început oprește imediat compresia ulterioară a stelei și aceasta capătă o dimensiune și luminozitate stabile, care pentru o stea cu masa Soarelui practic nu se modifică timp de câteva miliarde de ani. Timpul pentru a ajunge la secvența principală și durata de viață pe secvența principală pentru stele de mase diferite sunt date în tabel. 7.

Tabelul 7

Timpul pentru a ajunge la secvența principală și durata de viață a secvenței principale de stele de diferite mase

Transferul de energie din adâncurile stelei, unde materia există sub formă de plasmă fierbinte, către straturile exterioare are loc datorită a două mecanisme principale:
1. Ca urmare a mișcării convective, materia mai fierbinte din partea centrală a stelei, în expansiune, se deplasează în straturile exterioare mai puțin dense.
2. Fotonii emiși de atomi în stare excitată sunt absorbiți de alți atomi și emiși din nou. Acest proces se întâmplă de multe ori. În acest caz, energiile fotonilor scad din cauza tranzițiilor în cascadă, iar timpul de difuzare a acestora în straturile exterioare crește semnificativ. Deci, de exemplu, în cazul Soarelui, timpul de difuzie cu reemitere a cuantelor formate în centrul Soarelui la periferie este de ~ 60 de milioane de ani.
Care dintre aceste două mecanisme este mai important depinde de condițiile din interiorul stelei. În stelele cu masă mică, transferul de energie datorat radiațiilor predomină în centrul stelei, iar în înveliș are loc un proces convectiv. În stelele foarte masive, convecția domină la miez, iar radiația domină la periferie. Deci, în cazul stelelor cu M > 2M în stadiul ciclului CNO, principalul mecanism de transfer de energie în centru este convecția. Pe măsură ce presiunea scade, calea liberă medie a fotonului crește și mecanismul de transfer de energie datorat radiațiilor începe să joace un rol major.
Datorită dependenței nu foarte puternice de temperatură a ciclului pp, miezul Soarelui este radiant. În zona interioaraÎn soare, la temperaturi de 10 6 - 10 7 K, atomii de hidrogen și heliu sunt ionizați. În regiunile exterioare, unde temperatura scade la 10 4 - 10 5 K, atomii pot fi deja într-o stare neutră. Există o schimbare în mecanismul de transfer de energie. Un atom de hidrogen poate absorbi eficient fotonii, devenind ionizat și îi poate emite din nou, devenind neutru. Prin urmare, probabilitatea captării fotonilor crește și rolul mecanismului convectiv al transferului de energie crește. Convecția materiei în interiorul unei stele joacă un rol semnificativ în cursul reacțiilor nucleare, deoarece are loc amestecarea eficientă a straturilor stelei cu diferite compoziții chimice.
Reacțiile nucleare care apar în stele la temperaturi ultra-înalte au o serie de caracteristici. ÎN conditii normale o particulă încărcată care are suficientă energie pentru a avea loc o reacție nucleară, mișcându-se într-un mediu, își pierde rapid energia pentru a excita și ioniza atomii mediului. După ce a pierdut energie, o particulă încărcată nu poate depăși bariera Coulomb. Prin urmare, chiar și pentru particulele încărcate suficient de energetic, eficiența interacțiunii nucleare se dovedește a fi scăzută din cauza pierderilor de energie din cauza ionizării.
La temperaturi ridicate, materia stelară este ionizată și, prin urmare, nu există pierderi de energie din cauza ionizării și excitației atomilor.
Următoarea caracteristică a reacțiilor în stele se datorează distribuției vitezei nucleelor. Dacă steaua are o temperatură de aproximativ 10 7 K, atunci energia nucleară medie Eav = 3/2 kT ~ 1 keV este mică în comparație cu înălțimea barierei Coulomb, chiar și pentru cele mai ușoare nuclee (~ 10 3 keV). Totuși, într-un sistem în echilibru termodinamic, există nuclee a căror energie depășește semnificativ E cf (numărul lor poate fi estimat pe baza distribuției Maxwell). Acest lucru, împreună cu efectul tunelului mecanic cuantic pentru cea mai mare parte a nucleelor ​​cu energii sub înălțimea barierei Coulomb, duce la faptul că reacțiile în stele pot avea loc la temperaturi semnificativ mai scăzute.

Produsul distribuției maxwelliene n(E) și viteza reacției nucleare, proporțional cu secțiunea sa transversală efectivă σ(E), are un maxim corespunzător nucleelor ​​cu cea mai mare probabilitate de a intra într-o reacție nucleară (Fig. 11) .
Acest maxim pentru multe reacții termonucleare se află în regiunea E 0 > 10 kT. Viteza reacției termonucleare r aA în stele (numărul de evenimente de reacție de fuziune pe unitatea de timp pe unitatea de volum) între particulele a și A este descrisă prin expresia:

unde ρ a, ρ A sunt densitățile particulelor a și A care intră în interacțiune; w aA este probabilitatea de reacție dependentă de temperatură. Acesta din urmă este egal cu produsul dintre secțiunea transversală a reacției efective σ aA și viteza relativă v a particulelor care interacționează, mediat pe distribuția Maxwelliană:

.

Această cantitate se numește viteza specifică a reacției termonucleare (ea coincide cu r aA at
ρ a = ρ A = 1) și se determină din relația

unde n(v) este distribuția peste viteze relative particulele a și A.
Energia efectivă a reacțiilor nucleare E 0 în stele depinde de temperatura T, de sarcinile particulelor care interacționează și de masa redusă a acestor particule, după cum urmează:

Aici sarcinile sunt exprimate în unități de sarcină elementară; T în unități de 10 9 K; M - în a.m.u. (1 amu = 935,5 MeV/c2 = 1/66. 10 -24 g). La energii de coliziune scăzute și la presupunerea că particula și ținta vor fi în intervalul forțelor nucleare, următoarea expresie poate fi utilizată pentru σ aA (E)

σ aA (E) = 2 ·P(E),

unde este lungimea de undă de Broglie a particulei incidente ( 2 ~ 1/E), iar P(E) este factorul de permeabilitate Gamow Coulomb:

Secțiunile transversale pentru multe reacții termonucleare au fost determinate până la energii destul de scăzute ~ (5 - 10) keV. Pe baza acestor date se obțin funcțiile S(E).
Viteza specifică a unei reacții nucleare în funcție de temperatura T (precum și forma funcției S(E)) depinde în mod semnificativ de dacă există sau nu rezonanță în apropierea energiei particulelor care se ciocnesc. Pentru o reacție nerezonantă:

Astfel, pentru a calcula viteza de reacție nucleară în stele, este necesar, pe lângă densitățile particulelor care se ciocnesc, să se cunoască:
1) distribuția temperaturii în interiorul stelei;
2) secțiuni transversale efective de reacție până la energii destul de scăzute ale particulelor care interacționează, corespunzătoare unei temperaturi de ~ 10 7 K. Această temperatură corespunde unei energii cinetice de ~ 1 keV.
În stele, reacțiile între două nuclee apar atunci când se apropie de distanțe de ~ 10 -13 cm ca urmare a tunelului prin bariera Coulomb. Pentru energiile de coliziune sub bariera Coulomb, secțiunea transversală pentru reacția nucleară scade exponențial. Prin urmare, pentru estimări fiabile ale vitezei reacțiilor nucleare în stele, este necesar să se măsoare secțiunile transversale ale reacțiilor nucleare la energii sub bariera Coulomb, care este o problemă experimentală destul de complexă. Deci, de exemplu, în prezent pentru cei care au important reacțiile nucleare în stele 7 Be(p,γ), 25 Mg(p,γ), 12 C(α,γ) secțiunile transversale de reacție au fost măsurate până la energii de 120 keV, 190 keV și, respectiv, 1 MeV. Limita pe partea cu energie scăzută este determinată de mărimea fondului cosmic. În același timp, secțiunile transversale pentru aceste reacții trebuie cunoscute până la energii de 19 keV, 39 keV și, respectiv, 300 keV. Astfel, în prezent singura posibilitate de estimare a mărimii secțiunii transversale este prin extrapolare la energii joase. Totuși, după cum arată o comparație a secțiunilor transversale măsurate cu cele obținute anterior prin extrapolare, diferența dintre valorile experimentale și cele extrapolate ajunge la zeci și sute de ori. Rezultatele necesare pentru astrofizica nucleară pot fi obținute la acceleratoare de curent mare care funcționează la energii de câteva zeci și sute de keV și situate în condiții de fundal scăzut (de exemplu, prin analogie cu măsurătorile neutrinilor, în adâncime subteran).
Anumite dificultăți în estimarea secțiunilor transversale pentru reacțiile care apar în stele apar și atunci când se ține cont de efectul de screening. Două efecte principale trebuie luate în considerare înainte ca rezultatele experimentale obținute la acceleratoare să poată fi aplicate materiei stelare.
Ecranarea laboratorului.În cazul experimentelor cu accelerator, nu nucleele goale se ciocnesc, ci nucleele țintă și nucleele incidente cu învelișuri de electroni, adică un atom se ciocnește cu un atom ionizat, în timp ce în stele atomii sunt complet ionizați. Prezența unei învelișuri de electroni distorsionează foarte mult câmpul Coulomb, care este semnificativ la energiile stelare scăzute ale particulelor care se ciocnesc.
Screening în plasmă astrofizică.Într-o reacție nucleară care are loc într-un mediu stelar, este necesar să se țină cont de efectele polarizării materiei stelare ionizate. Electronii și ionii vecini care înconjoară nucleele care se ciocnesc provoacă o modificare a câmpului coulombian al particulelor care se ciocnesc. Astfel, calculele arată că în plasma de carbon la densități de ~10 9 g/cm 3 și temperaturi de ~ 10 9 K, secțiunea transversală de interacțiune se poate modifica cu un factor de 10 10 datorită influenței particulelor din jur.
Cu cât sarcinile nucleelor ​​care interacționează sunt mai mari, cu atât temperatura materiei stelare trebuie să fie mai mare pentru ca reacția să aibă loc. Astfel, pe stadiul inițial evoluție stelară, doar nucleele ușoare – hidrogen, heliu – pot intra într-o reacție nucleară. Apoi, pe măsură ce compoziția chimică a stelei evoluează și temperatura ei internă crește, nuclee din ce în ce mai grele vor fi implicate în reacțiile nucleare. Acest proces va continua până când materia din centrul stelei se va transforma în elemente apropiate de fier (A ~ 60). Acest lucru se datorează faptului că energia specifică de legare a nucleelor ​​are un maxim în regiunea A ~ 60 (vezi Fig. 3). Producerea de nuclee mai grele prin reacții de fuziune are loc odată cu absorbția energiei și, prin urmare, o scădere a temperaturii interne a stelei.
Cunoscând masa, raza și luminozitatea unei stele, putem estima dependența presiunii, densității și temperaturii de raza stelei. Rol important joacă în astfel de calcule compoziție chimică materie stelară. Acest lucru se datorează următoarelor motive.
1. Compoziția chimică determină în mare măsură transparența substanței și, prin urmare, viteza cu care energia eliberată în centrul stelei va ajunge la suprafață.
2. Cantitatea de energie generată în centrul stelei și temperatura la care vor avea loc reacțiile nucleare depind de compoziția nucleelor ​​care interacționează.
Dacă o stea nu are lipsă de combustibil nuclear, atunci cu cât nucleele mai grele ard în reacțiile nucleare, cu atât cantitatea de energie va fi eliberată pe unitatea de timp mai mare și cu atât va fi mai mare luminozitatea sa. O stea de fier ar trebui să strălucească de aproximativ 100 de ori mai strălucitoare decât o stea cu hidrogen. Într-o stea cu masa și raza Soarelui și constând din hidrogen pur, temperatura din partea centrală ar trebui să fie de aproximativ 10 7 K. Compoziția de heliu pur duce la o temperatură de aproximativ 10 8 K. Temperatura din centrul unui stea formată din fier ajunge la aproximativ 10 9 K .

Pentru a construi un model al unei stele date, abundența relativă de hidrogen, heliu și altele elemente chimice, obținut din analiza atmosferei stelare. Folosind legile gravitației, legile gazelor și legile radiațiilor, ținând cont de diferite reacții nucleare, se calculează dependența presiunii, temperaturii și densității de distanța până la centrul stelei. Figura 12 prezintă distribuția temperaturii și a densității pentru Soare, ca exemplu. În cea mai mare parte a volumului Soarelui, densitatea materiei este mai mică de 1 g/cm3, iar temperatura este peste un milion de grade Kelvin.
Particularitățile dependenței abundenței elementelor de numărul de masă A sunt explicate cel mai simplu prin presupunerea că sursa majorității nucleelor ​​este o anumită secvență de reacții nucleare care au loc în interiorul stelelor.
Aceste reacții sunt de obicei clasificate după cum urmează.

Stele: nașterea, viața și moartea lor [Ediția a treia, revizuită] Shklovsky Joseph Samuilovich

Capitolul 8 Surse de energie nucleară ale radiației stelare

Capitolul 8 Surse de energie nucleară ale radiației stelare

În § 3 am spus deja că sursele de energie ale Soarelui și stelelor, asigurându-le luminozitatea în perioade gigantice de timp „cosmogonice”, calculate pentru stele cu o masă nu prea mare în miliarde de ani, sunt reacții termonucleare. Acum ne vom opri mai detaliat asupra acestei probleme importante.

Teoria de bază structura interna stelele au fost fondate de Eddington pe vremea când sursele de energie lor erau necunoscute. Știm deja că o serie de rezultate importante privind condițiile de echilibru ale stelelor, temperatura și presiunea din interiorul lor și dependența luminozității de masă, compoziția chimică (determinând greutatea moleculară medie) și opacitatea materiei ar putea fi obținute fără cunoașterea natura surselor de energie stelară. Cu toate acestea, înțelegerea esenței surselor de energie este absolut necesară pentru a explica durata existenței stelelor într-o stare aproape neschimbată. Și mai importantă este importanța naturii surselor de energie stelară pentru problema evoluției stelelor, adică schimbarea regulată a principalelor caracteristici ale acestora (luminozitate, rază) în timp. Abia după ce natura surselor de energie stelară a devenit clară, a devenit posibilă înțelegerea diagramei Hertzsprung-Russell, modelul de bază al astronomiei stelare.

Problema surselor de energie stelară a fost pusă aproape imediat după descoperirea legii conservării energiei, când a devenit clar că radiația stelelor este cauzată de un fel de transformări energetice și nu poate continua pentru totdeauna. Nu întâmplător prima ipoteză despre sursele de energie stelară îi aparține lui Mayer, omul care a descoperit legea conservării energiei. El credea că sursa de radiații de la Soare era căderea continuă a meteoroizilor pe suprafața sa. Calculele, însă, au arătat că această sursă este în mod clar insuficientă pentru a furniza luminozitatea observată a Soarelui. Helmholtz și Kelvin au încercat să explice radiația pe termen lung a Soarelui prin compresia lui lentă, însoțită de eliberarea de energie gravitațională. Această ipoteză, care este foarte importantă chiar și (și mai ales!) pentru astronomia modernă, s-a dovedit însă a fi insuportabilă pentru a explica radiația Soarelui de-a lungul miliardelor de ani. Să remarcăm, de asemenea, că pe vremea lui Helmholtz și Kelvin nu existau idei rezonabile despre vârsta Soarelui. Abia recent a devenit clar că vârsta Soarelui și a întregului sistem planetar este de aproximativ 5 miliarde de ani.

La cumpăna dintre secolele al XIX-lea și al XX-lea. a fost făcută una dintre cele mai mari descoperiri din istoria omenirii – s-a descoperit radioactivitatea. Acest lucru a deschis o lume complet nouă a nucleelor ​​atomice. Cu toate acestea, a fost nevoie de mai mult de un deceniu pentru ca fizica nucleului atomic să stabilească o bază științifică solidă. Deja în anii 20 ai secolului nostru a devenit clar că sursa de energie a Soarelui și a stelelor ar trebui căutată în transformările nucleare. Și Eddington însuși a crezut așa, dar nu a fost încă posibil să se indice procese nucleare specifice care au loc în interioare stelare reale și însoțite de eliberarea cantității necesare de energie. Cât de imperfectă era atunci cunoașterea naturii surselor de energie stelară se vede din faptul că Jeans, cel mai mare fizician și astronom englez de la începutul secolului nostru, credea că o astfel de sursă ar putea fi... radioactivitatea. Acesta, desigur, este și un proces nuclear, dar, așa cum se poate demonstra cu ușurință, este complet nepotrivit pentru a explica radiația Soarelui și a stelelor. Acest lucru se poate vedea cel puțin din faptul că o astfel de sursă de energie este complet independentă de condițiile externe - la urma urmei, radioactivitatea, așa cum este bine cunoscut, este un proces spontan. Din acest motiv, o astfel de sursă nu s-ar putea „adapta” la structura în schimbare a stelei. Cu alte cuvinte, nu ar exista nicio „reglare” a radiației stelei. Întreaga imagine a radiației stelare ar contrazice puternic observațiile. Prima persoană care a înțeles acest lucru a fost remarcabilul astronom estonian E. Epic, care cu puțin timp înainte de al Doilea Război Mondial a ajuns la concluzia că numai reacțiile de fuziune termonucleară ar putea fi sursa de energie pentru Soare și stele.

Abia în 1939 a dat celebrul fizician american Bethe teoria cantitativă surse nucleare de energie stelar. Ce fel de reacții sunt acestea? În § 7 am menționat deja că în interiorul stelelor ar trebui să existe termonuclear reactii. Să ne uităm la asta mai detaliat. După cum se știe, reacțiile nucleare, însoțite de transformări nucleare și eliberarea de energie, apar atunci când particulele se ciocnesc. Astfel de particule pot fi, în primul rând, nucleele în sine. În plus, reacțiile nucleare pot apărea și atunci când nucleele se ciocnesc cu neutroni. Cu toate acestea, neutronii liberi (adică, nelegați în nuclee) sunt particule instabile. Prin urmare, numărul lor în interiorul stelelor ar trebui să fie neglijabil [23]. Pe de altă parte, deoarece hidrogenul este cel mai abundent element din interiorul stelelor și este complet ionizat, ciocnirile nucleelor ​​cu protonii vor avea loc în mod deosebit de des.

Pentru ca un proton să poată pătrunde în nucleul cu care se ciocnește în timpul unei astfel de ciocniri, trebuie să se apropie de acesta din urmă la o distanță de aproximativ 10 -13 cm. Tocmai la această distanță acționează forțele de atracție specifice. cimentând” nucleul și atașând „extraterestul” de acesta, ciocnind protonul. Dar pentru a se apropia de nucleu la o distanță atât de mică, protonul trebuie să depășească o forță foarte semnificativă de repulsie electrostatică („bariera Coulomb”). La urma urmei, nucleul este și el încărcat pozitiv! Este ușor de calculat că pentru a depăși această forță electrostatică, protonul trebuie să aibă o energie cinetică care depășește energia potențială a interacțiunii electrostatice.

Între timp, după cum am văzut la § 7, media energie kinetică protonii termici din interiorul solar este de numai aproximativ 1 keV, adică de 1000 de ori mai puțin. Practic nu vor exista protoni cu energia necesară reacțiilor nucleare în adâncurile stelelor. S-ar părea că într-o astfel de situație nu ar putea avea loc nicio reacție nucleară acolo. Dar asta nu este adevărat. Cert este că conform legilor mecanica cuantică protonii, a căror energie este chiar mai mică de 1000 keV, pot încă, cu o mică probabilitate, să depășească forțele de respingere Coulomb și să intre în nucleu. Această probabilitate scade rapid odată cu scăderea energiei protonilor, dar nu este zero. În același timp, numărul de protoni va crește rapid pe măsură ce energia lor se apropie de energia termică medie. Prin urmare, trebuie să existe o astfel de energie de „compromis” a protonilor, la care probabilitatea scăzută de pătrundere a acestora în nucleu este „compensată” de o cantitate mare. Se pare că, în condițiile interiorului stelar, această energie este aproape de 20 keV. Doar aproximativ o sută de milioane de proton are această energie. Și totuși, acest lucru se dovedește a fi suficient pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc la o astfel de viteză încât energia eliberată să se potrivească exact cu luminozitatea stelelor.

Ne-am concentrat atenția asupra reacțiilor cu protoni nu numai pentru că aceștia sunt componenta cea mai abundentă a materiei interioarelor stelare. Dacă nucleele mai grele, ale căror sarcini sunt semnificativ mai mari decât sarcina elementară a unui proton, se ciocnesc, forțele de respingere Coulomb cresc semnificativ, iar nucleele T

10 7 K nu mai au practic nicio ocazie să se pătrundă unul în celălalt. Numai la temperaturi semnificativ mai ridicate, care în unele cazuri apar în interiorul stelelor, sunt posibile reacții nucleare asupra elementelor grele.

Am spus deja în § 3 că esența reacțiilor nucleare din interiorul Soarelui și stelelor este că, printr-o serie de etape intermediare, patru nuclee de hidrogen se combină într-un singur nucleu de heliu (

particule), și supraponderal eliberată ca energie care încălzește mediul în care au loc reacțiile. În interiorul stelelor, există două moduri de a transforma hidrogenul în heliu, care diferă în secvențe diferite de reacții nucleare. Prima cale este de obicei numită „reacția proton-proton”, a doua - „reacția carbon-azot”.

Să descriem mai întâi reacția proton-proton.

Această reacție începe cu ciocniri între protoni, care au ca rezultat formarea unui nucleu greu de hidrogen - deuteriu. Chiar și în condițiile interiorului stelar acest lucru se întâmplă foarte rar. De regulă, ciocnirile dintre protoni sunt elastice: după ciocnire, particulele pur și simplu zboară separat laturi diferite. Pentru ca doi protoni să fuzioneze într-un nucleu de deuteriu ca urmare a unei coliziuni, este necesar ca în timpul unei astfel de coliziuni să fie îndeplinite două condiții independente. În primul rând, este necesar ca unul dintre protonii care se ciocnesc să aibă o energie cinetică de douăzeci de ori mai mare decât energia medie a mișcării termice la temperatura interiorului stelar. După cum s-a menționat mai sus, doar o sută de milioane de protoni au o energie atât de mare necesară pentru a depăși „bariera Coulomb”. În al doilea rând, este necesar ca în timpul coliziunii unul dintre cei doi protoni să aibă timp să se transforme într-un neutron, emitând un pozitron și un neutrin. Căci doar un proton și un neutron pot forma un nucleu de deuteriu! Rețineți că durata coliziunii este de numai aproximativ 10 -21 de secunde (este de ordinul razei clasice a unui proton împărțit la viteza acestuia). Dacă luăm în considerare toate acestea, se dovedește că fiecare proton are șanse reale să se transforme în deuteriu în acest fel doar o dată la câteva zeci de miliarde de ani. Dar, din moment ce există destul de mulți protoni în interiorul stelelor, astfel de reacții și, mai mult, cantitatea potrivită, va avea loc.

Soarta nucleelor ​​de deuteriu nou formate este diferită. Ei „lacomi”, după doar câteva secunde, „înghit” niște protoni din apropiere, transformându-se în izotopul de heliu 3 He. După aceasta, sunt posibile trei căi (ramuri) ale reacțiilor nucleare. Cel mai adesea, un izotop de heliu va interacționa cu un nucleu similar, ducând la formarea unui nucleu de heliu „obișnuit” și a doi protoni. Deoarece concentrația izotopului 3 He este extrem de scăzută, acest lucru se va întâmpla în câteva milioane de ani. Să scriem acum succesiunea acestor reacții și energia eliberată în timpul lor.

Iată scrisoarea

înseamnă neutrin și

Gamma cuantică.

Nu toată energia eliberată ca urmare a acestui lanț de reacții este transferată stelei, deoarece o parte din energie este transportată de neutrini. Ținând cont de această circumstanță, energia eliberată în timpul formării unui nucleu de heliu este egală cu 26 , 2 MeV sau 4 , 2

10 -5 erg.

A doua ramură a reacției proton-proton începe cu combinarea nucleului 3 He cu nucleul „obișnuit” de heliu 4 He, după care se formează nucleul beriliu 7 Be. Nucleul de beriliu, la rândul său, poate capta un proton, care apoi formează un nucleu de bor 8B, sau poate captura un electron și deveni un nucleu de litiu. În primul caz, rezultatul izotop radioactiv 8 V suferă dezintegrare beta: 8 B

8 Fii + e + +

Rețineți că neutrinii produși în timpul acestei reacții au fost descoperiți folosind o instalație unică și costisitoare. Acest experiment important va fi discutat în detaliu în paragraful următor. Beriliul radioactiv 8Be este foarte instabil și se descompune rapid în două particule alfa. În cele din urmă, ultima, a treia ramură a reacției proton-proton include următoarele legături: 7 Be, după captarea unui electron, se transformă în 7 Li, care, după ce a captat un proton, se transformă în izotopul instabil 8 Be, care se descompune, ca în al doilea lanț, în două particule alfa.

Să remarcăm încă o dată că majoritatea covârșitoare a reacțiilor se desfășoară de-a lungul primului lanț, dar rolul lanțurilor „laterale” nu este deloc mic, după cum reiese cel puțin din celebrul experiment cu neutrini, care va fi descris în paragraful următor.

Să trecem acum la analiza ciclului carbon-azot. Acest ciclu este format din șase reacții.

Cuantic. Izotopul 13 N, în curs

Dezintegrarea cu emisia unui pozitron și a unui neutrin se transformă în izotopul de carbon 13 C. Acesta din urmă, ciocnind cu un proton, se transformă într-un nucleu obișnuit de azot 14 N. În timpul acestei reacții,

Cuantic. Acest izotop este atunci

Dezintegrarea se transformă în izotopul de azot 15 N. În cele din urmă, acesta din urmă, care și-a atașat un proton în timpul unei coliziuni, se descompune în carbon și heliu obișnuit. Întregul lanț de reacții este o „ponderare” secvențială a nucleului de carbon prin adăugarea de protoni urmată de

Decade. Ultima verigă a acestui lanț este refacerea nucleului original de carbon și formarea unui nou nucleu de heliu datorită a patru protoni, care în timp diferit unul după altul s-au unit 12 C și din el s-au format izotopii. După cum se poate observa, nu are loc nicio modificare a numărului de 12 nuclee C din substanța în care are loc această reacție. Carbonul servește aici ca „catalizator” pentru reacție.

A doua coloană oferă energia eliberată în fiecare etapă a reacției carbon-azot. O parte din această energie este eliberată sub formă de neutrini, care apar în timpul dezintegrarii izotopilor radioactivi 13 N și 15 O. Neutrinii ies liber din interiorul stelar, prin urmare, energia lor nu este destinată încălzirii materiei stelei. De exemplu, în timpul dezintegrarii 15 O, energia neutrinului rezultat este în medie de aproximativ 1 MeV. În cele din urmă, în timpul formării unui nucleu de heliu prin reacția carbon-azot, se eliberează 25 MeV de energie (fără a lua în considerare neutrini), iar neutrinii transportă aproximativ 5% din această valoare.

A treia coloană a tabelului II prezintă valorile viteză diferite părți ale reacției carbon-azot. Pentru

Procesele sunt pur și simplu timpi de înjumătățire. Este mult mai dificil de determinat viteza de reacție atunci când nucleul devine mai greu prin adăugarea unui proton. În acest caz, este necesar să se cunoască probabilitățile de pătrundere a protonilor prin bariera coulombiană, precum și probabilitățile interacțiunilor nucleare corespunzătoare, deoarece simpla pătrundere a unui proton în nucleu nu asigură încă transformarea nucleară de interes pentru S.U.A. Probabilitățile reacțiilor nucleare sunt obținute din experimente de laborator sau calculate teoretic. Pentru a le determina în mod fiabil, a fost nevoie de ani de muncă grea din partea fizicienilor nucleari, atât teoreticieni, cât și experimentați. Numerele din a treia coloană indică „durata de viață” a diferitelor nuclee pentru regiunile centrale ale unei stele cu o temperatură de 13 milioane Kelvin și o densitate a hidrogenului de 100 g/cm 3 . De exemplu, pentru ca nucleul de 12 C, după ce a capturat un proton, să se transforme într-un izotop de carbon radioactiv în astfel de condiții, trebuie să „aștepți” 13 milioane de ani! În consecință, pentru fiecare nucleu „activ” (adică care participă la ciclu) reacțiile decurg extrem de încet, dar ideea este că există destul de multe nuclee.

După cum s-a subliniat în mod repetat mai sus, viteza reacțiilor termonucleare depinde în mod sensibil de temperatură. Acest lucru este de înțeles - chiar și schimbările mici de temperatură afectează foarte puternic concentrația de protoni relativ energetici necesari reacției, a căror energie este de 20 de ori mai mare decât energia termică medie. Pentru o reacție proton-proton, formula aproximativă pentru rata de eliberare a energiei calculată pe gram de substanță are forma

Principala sursă de energie de la Soare, a cărei temperatură a regiunilor centrale este aproape de 14 milioane Kelvin, este reacția proton-proton. Pentru stelele mai masive și, prin urmare, mai fierbinți, reacția carbon-azot este semnificativă, a cărei dependență de temperatură este mult mai puternică. De exemplu, pentru intervalul de temperatură 24-36 milioane Kelvin

Este clar de ce această formulă conține ca factor cantitatea Z- concentratia relativa a elementelor grele: carbon si azot. La urma urmei, nucleele acestor elemente sunt catalizatori pentru reacția carbon-azot. De obicei, concentrația totală a acestor elemente este de aproximativ șapte ori mai mică decât concentrația tuturor elementelor grele. Această din urmă împrejurare este luată în considerare în coeficientul numeric al formulei (8.3).

Reacțiile nucleare care au loc continuu în regiunile centrale ale stelelor „încet, dar sigur” schimbă compoziția chimică a interiorului stelar. Principala tendință a acestei evoluții chimice este transformarea hidrogenului în heliu. În plus, în timpul ciclului carbon-azot, concentrațiile relative ale diferiților izotopi de carbon și azot se modifică până la stabilirea unui anumit echilibru. La un astfel de echilibru, numărul de reacții pe unitatea de timp care conduc la formarea unui izotop este egal cu numărul de reacții care îl „distrug”. Cu toate acestea, timpul necesar pentru a stabili un astfel de echilibru poate fi foarte lung. Până la stabilirea echilibrului, concentrațiile relative ale diferiților izotopi pot varia în limite largi. Prezentăm valorile concentrațiilor izotopilor de echilibru obținute la o temperatură de 13 milioane kelvin[24]:

Concentrațiile de echilibru calculate ale izotopilor nu depind de densitatea substanței, deoarece vitezele tuturor reacțiilor sunt proporționale cu densitatea. Primele două rapoarte izotopice sunt, de asemenea, independente de temperatură. Erorile în concentrațiile de echilibru calculate ajung la câteva zeci de procente, ceea ce se explică prin incertitudinea în cunoașterea probabilității reacțiilor corespunzătoare. ÎN Scoarta terestra atitudine

Pentru reacția proton-proton, starea de echilibru apare după o perioadă uriașă de 14 miliarde de ani. Calcule efectuate pt T= 13 milioane kelvin, dați valori

Rețineți că pentru temperaturi mai scăzute T = 8

10 -2, adică de aproape o sută de ori mai mult. În consecință, izotopul 3 He format în interiorul stelelor pitice relativ reci este foarte abundent.

Pe lângă reacțiile proton-proton și carbon-azot, alte reacții nucleare pot fi, de asemenea, semnificative în anumite condiții. De interes, de exemplu, sunt reacțiile protonilor cu nucleele elementelor ușoare - deuteriu, litiu, beriliu și bor: 6 Li + 1 H

3 El + 4 El; 7 Li + 1 H

2 4 El; 10 B + 2 1 H

3 4 El și alții. Deoarece sarcina nucleului „țintă” cu care se ciocnește protonul este mică, repulsia coulombiană nu este la fel de semnificativă ca în cazul ciocnirilor cu nucleele de carbon și azot. Prin urmare, viteza acestor reacții este relativ mare. Deja la o temperatură de aproximativ un milion de Kelvin merg destul de repede. Cu toate acestea, spre deosebire de nucleele de carbon și azot, nucleele de elemente ușoare nu sunt restaurate în procesul de reacții ulterioare, ci sunt consumate ireversibil. Acesta este motivul pentru care abundența elementelor luminoase din Soare și stele este atât de neglijabilă. Ele au „ars” de mult în primele etape ale existenței stelelor. Când temperatura din interiorul unei protostea care se prăbușește sub influența gravitației atinge

1 milion Kelvin, primele reactii nucleare care vor avea loc acolo sunt reactii pe nuclee usoare. Faptul că liniile spectrale slabe de litiu și beriliu sunt observate în atmosfera Soarelui și a stelelor necesită o explicație. Poate indica o lipsă de amestecare între straturile cele mai exterioare ale Soarelui și straturile „profunde”, unde temperaturile depășesc deja 2 milioane de kelvin - valoarea la care aceste elemente s-ar „arde”. Cu toate acestea, ar trebui să aveți în vedere și o posibilitate complet diferită. Cert este că, așa cum s-a dovedit acum, în regiunile active ale Soarelui (unde au loc erupții) particulele încărcate sunt accelerate la energii foarte mari. Astfel de particule, ciocnind cu nucleele atomilor care formează atmosfera solară, pot da (și face!) diverse reacții nucleare. Cu mai bine de 10 ani în urmă, folosind un detector gamma instalat pe satelitul specializat OSO-7 (Seventh Orbital Solar Laboratory) lansat în Statele Unite, două linii spectrale din acest interval au fost descoperite în timpul unei erupții solare strălucitoare pe 4 august 1972. O linie, având o energie cuantică de 0,511 MeV, se identifică cu radiația rezultată din anihilarea electronilor cu pozitroni, cealaltă cu o energie de 2,22 MeV este emisă în timpul formării deuteriului din protoni și neutroni. Aceste experimente importante demonstrează că reacțiile nucleare au loc în regiunile active ale Soarelui și, desigur, stele. Doar astfel de reacții pot explica abundența anormal de mare de litiu în atmosferele unor stele și prezența liniilor de tehnețiu în stelele din clasa spectrală rară S. La urma urmei, cel mai longeviv izotop al tehnețiului are un timp de înjumătățire de aproximativ 200.000. ani. Din acest motiv el nu se află pe Pământ. Doar reacții nucleare în straturi de suprafață stelele pot explica prezența liniilor de tehnețiu în spectrele stelelor menționate mai sus.

Dacă temperatura interiorului stelar, dintr-un anumit motiv, devine foarte ridicată (de ordinul a sute de milioane de Kelvin), ceea ce se poate întâmpla după ce aproape tot hidrogenul „arde”, sursa energie nucleară devine o reacție complet nouă. Această reacție se numește „procesul alfa triplu”. La temperaturi atât de ridicate, reacțiile dintre particulele alfa apar relativ repede, deoarece „bariera Coulomb” este deja mai ușor de depășit. În acest caz, „înălțimea” barierei Coulomb corespunde unei energii de câteva milioane de electroni volți. În timpul coliziunilor, particulele alfa cu o energie de aproximativ o sută de mii de electroni volți se vor scurge efectiv prin barieră. Rețineți că energia mișcării termice a particulelor la o astfel de temperatură este de aproximativ zece mii de electroni volți. În astfel de condiții, particulele alfa care se ciocnesc pot forma izotopul radioactiv de beriliu 8Be. Acest izotop se descompune foarte repede din nou în două particule alfa. Dar se poate întâmpla ca nucleul 8 Be, care nu s-a degradat încă, să se ciocnească cu o a treia particulă alfa, desigur, cu condiția ca aceasta din urmă să aibă o energie suficient de mare pentru a „scurge” prin bariera Coulomb. Apoi va avea loc reacția 4 He + 8 Be

Ducând la formarea unui izotop stabil de carbon cu eliberarea unei cantități semnificative de energie. Fiecare astfel de reacție eliberează 7,3 milioane de electroni volți.

Deși concentrația de echilibru a izotopului 8 Be este complet neglijabilă (de exemplu, la o temperatură de o sută de milioane de kelvin la zece miliarde

Există un singur izotop de particule, 8 Be), totuși viteza reacției „triple” se dovedește a fi suficientă pentru a elibera o cantitate semnificativă de energie în adâncurile stelelor foarte fierbinți. Dependența eliberării energiei de temperatură este extrem de mare. De exemplu, pentru temperaturi de ordinul 100-200 milioane Kelvin

În fig. Figura 8.1 arată pe o scară logaritmică dependența eliberării energiei de temperatură pentru cele mai importante trei reacții care pot avea loc în interiorul stelelor: proton-proton, carbon-azot și ciocnirea „tripla” a particulelor alfa, care a fost tocmai discutat. Săgețile indică pozițiile diferitelor stele pentru care reacția nucleară corespunzătoare este de cea mai mare importanță.

Pentru a rezuma acest paragraf, trebuie să spunem că succesul fizica nucleara a condus la o explicație completă a naturii surselor de energie stelară.

Este general acceptat că cea mai bogată lume nucleele atomice au devenit cunoscute omenirii după descoperirea remarcabilă a radioactivității de către Becquerel. Este, desigur, dificil de argumentat cu acest factor. Dar de-a lungul istoriei sale, omenirea s-a scăldat în razele Soarelui. De mult a devenit o afirmație banală că sursa vieții pe Pământ este Soarele. Dar razele soarelui sunt energie nucleară reciclată. Aceasta înseamnă că dacă nu ar exista energie nucleară în natură, nu ar exista viață pe Pământ. Fiind toata lumea Datorită nucleului atomic, oamenii timp de multe milenii nici măcar nu au bănuit existența lui. Dar în alt fel, uite- asta nu înseamnă încă deschis. Și nu încălcăm gloria minunatului om de știință francez...

Procesele nucleare joacă, așa cum am văzut în această secțiune, un rol fundamental în evoluția lungă și liniștită a stelelor situate pe secvența principală. Dar, în plus, rolul lor este decisiv în procesele nestaționare de natură explozivă care se produc rapid, care reprezintă puncte de cotitură în evoluția stelelor. Acest lucru va fi discutat în partea a treia a acestei cărți. În cele din urmă, chiar, s-ar părea, pentru un astfel de cel mai înalt grad Pentru o stea banală și foarte „liniștită”, precum Soarele nostru, reacțiile nucleare deschid posibilitatea de a explica fenomene care par foarte departe de fizica nucleară. Acest lucru va fi discutat în paragraful următor.

autor Şklovski Iosif Samuilovici

Capitolul 3 Complexele gaz-praf ale mediului interstelar - leagănul stelelor Cea mai caracteristică trăsătură a mediului interstelar este varietatea mare de materiale prezente în acesta condiţiile fizice. Există, în primul rând, zonele H I și zonele H II, ale căror temperaturi cinetice diferă

Din cartea Neutrino - particula fantomatică a unui atom de Isaac Asimov

Capitolul 9 Probleme ale radiației neutrino de la Soare Până relativ recent, una dintre cele mai importante probleme ale astronomiei - problema structurii interne și a evoluției stelelor - a fost rezolvată prin eforturile comune ale astrofizicienilor teoreticieni și ale astronomilor observatori. Ce deja

Din cartea Energie nucleară în scopuri militare autor Smith Henry Dewolf

Capitolul 11 ​​Modele de stele În § 6 am obţinut principalele caracteristici ale interioarelor stelare (temperatură, densitate, presiune) utilizând metoda estimărilor brute ale mărimilor incluse în ecuaţiile care descriu stările de echilibru ale stelelor. Deși aceste estimări dau o idee corectă a

Din cartea Mișcarea. Căldură autor Kitaygorodsky Alexander Isaakovich

Capitolul 12 Evoluția stelelor După cum sa subliniat deja în § 6, marea majoritate a stelelor își schimbă caracteristicile principale (luminozitate, rază) foarte lent. În fiecare acest moment ele pot fi considerate ca fiind într-o stare de echilibru – o împrejurare prin care noi

Din cartea NIKOLA TESLA. PRELEGII. ARTICOLE. de Tesla Nikola

Capitolul 14 Evoluția stelelor în sisteme binare apropiate În paragraful anterior, evoluția stelelor a fost luată în considerare în detaliu. Este necesar, totuși, să facem o avertizare importantă: vorbeam despre evoluția stelelor unice, izolate. Cum va evolua stelele care se formează

Din cartea Ce spune lumina autor Suvorov Serghei Georgievici

Capitolul 16 Rămășițe de explozii de supernovă - surse de raze X și emisii radio Ca urmare a exploziei unei stele, care este observată ca fenomen de supernovă, în jurul acesteia se formează o nebuloasă care se extinde cu o viteză enormă: de obicei aproximativ 10.000 km/ s. Mare

Din cartea Problema atomică de Ran Philip

Capitolul 20 Pulsari și nebuloase - rămășițe ale exploziilor de supernove De fapt, concluzia că pulsarii sunt stele neutronice care se rotesc rapid nu a fost deloc neașteptată. Putem spune că a fost pregătit de întreaga dezvoltare a astrofizicii față de precedenta

Din cartea Gravity [De la sfere de cristal la găuri de vierme] autor Petrov Alexandru Nikolaevici

Capitolul 21 Pulsarii ca surse de emisie radio Poate cel mai dificil lucru pentru pulsari este să determine cele două caracteristici principale ale oricărei surse „normale” de emisie radio - fluxul și spectrul. Aceste dificultăți sunt asociate în primul rând cu însăși natura pulsarilor. Lucrul este,

Din cartea autorului

Reacții nucleare și incarcare electrica Pe măsură ce fizicienii au început să înțeleagă mai clar structura atomului în anii 1990, au descoperit că cel puțin unele părți ale acestuia poartă o sarcină electrică. De exemplu, electronii care umplu regiunile exterioare ale unui atom

Din cartea autorului

REACȚII NUCLARE METODE DE BOMBARDARE NUCLEARĂ1.40. Cockcroft și Walton au obținut protoni cu energie suficient de mare prin ionizarea gazului hidrogen și accelerarea ulterioară a ionilor cu o instalație de înaltă tensiune cu transformator și redresor. O metodă similară poate fi

Din cartea autorului

Surse de energie de pe Pământ Nu toate sursele de energie sunt egale. Unele sunt de interes fundamental, în timp ce altele sunt asociate cu existența civilizației. Unele surse sunt practic inepuizabile, altele se vor sfârși în următoarele secole, sau chiar decenii.

Din cartea autorului

SURSA DE ENERGIE UMANĂ - TREI CĂI DE A OBȚINE ENERGIE DE LA SOARE În primul rând, permiteți-mi să vă întreb: De unde provine energia motrice? Care este sursa care mișcă totul? Vedem un ocean care urcă și coboară, râuri curgând, vânt, ploaie, grindină și zăpadă,

Din cartea autorului

Frecvențele razelor X și încărcăturile nucleare Fizicienii au studiat frecvențele radiațiilor X în toți atomii, trecând succesiv de la lumină la mai grea. În timpul acestei tranziții, nu se observă modificări periodice ale frecvențelor. Dar mai este altul

Din cartea autorului

Surse puternice de energie în nucleele radiogalaxiilor Nu toate fenomenele observate de astrofizicieni pot fi explicate prin reacția nucleară de transformare a hidrogenului în heliu. De aproximativ cincizeci de ani, oamenii de știință studiază razele cosmice care vin la noi pe Pământ din adâncimi îndepărtate.

Din cartea autorului

Prima parte BOMBELE NUCLARE

Din cartea autorului

Surse de radiație gravitațională - Să luăm două stele, să le accelerăm până aproape de viteza luminii și să le ciocnim. Ce se va intampla? – Se va dovedi a fi un ciocnitor destul de bun... De pe forum Slăbiciunea radiației gravitaționale lasă puține șanse pentru înregistrarea acesteia. Unde să le cauți pe cele potrivite

Stelele pot fi numite cele mai importante corpuri din Univers: la urma urmei, ele conțin mai mult de 90% din toată materia pe care o observăm.

Fiecare stea este o minge masivă de gaz care emite propria lumină, spre deosebire de planete, care strălucesc din lumina reflectată a soarelui. Prin natura lor, stelele sunt legate de Soare, cea mai apropiată stea de Pământ.

Toate stelele sunt foarte departe de noi, iar distanța până la fiecare dintre ele, cu excepția Soarelui, este de multe ori mai mare decât distanța de la Pământ la oricare dintre planetele sistemului solar. O metodă directă pentru determinarea distanțelor față de stelele relativ apropiate se bazează pe măsurarea deplasării lor observate pe fundalul stelelor mai îndepărtate cauzate de mișcarea Pământului în jurul Soarelui (vezi Paralax).

Dacă distanța până la stele este de sute de parsecs sau mai mult, deplasarea lor paralactică devine imperceptibilă. Apoi, pentru a determina distanțele față de stele, se folosesc alte metode indirecte, care necesită analiza spectrelor stelare.

Cel mai apropiat de sistem solar steaua - Proxima Centauri - se afla la o distanta de aproximativ 1,3 ps de noi. Majoritatea stelelor care sunt clar vizibile cu ochiul liber se află la zeci și sute de ani lumină distanță.

Stelele variază ca masă, mărime, densitate, luminozitate și compoziție chimică. Să aruncăm o privire mai atentă asupra acestor caracteristici.

Pentru a determina masele stelelor, se studiază mișcările stelelor în perechi și grupuri. În aceste sisteme, stelele se atrag reciproc pe măsură ce se mișcă în jurul unui centru de masă comun (vezi Stele binare). Masele stelelor în acest caz sunt determinate pe baza legii gravitația universală(vezi Gravitație). Cel mai adesea, masa unei stele se măsoară în unități din masa Soarelui, care este de aproximativ kg. Masele aproape tuturor stelelor variază între 0,1 și 50 de mase solare.

Dimensiunile stelelor sunt determinate atât prin metode directe, folosind interferometre optice, cât și prin calcule teoretice. S-a dovedit că dimensiunile majorității stelelor observate sunt de sute de mii și milioane de kilometri. Diametrul Soarelui, de exemplu, este de 1.392.000 km. Există însă și stele foarte mici - pitice albe și stele neutronice foarte mici - cu un diametru de 10-20 km. Stelele cu dimensiuni de multe ori mai mari decât Soarele sunt giganți (Betelgeuse, Arcturus, Antares). Dar deosebit de mari sunt stelele foarte rare - supergiganții roșii. Dacă unele dintre aceste stele ar fi în locul Soarelui, orbita lui Marte, sau chiar Jupiter, ar fi în interiorul lor!

Astfel, stelele diferă unele de altele mult mai mult ca mărime decât ca masă. Din acest motiv, cu cât steaua este mai mică, cu atât densitatea materiei sale este mai mare și invers. Materia stelelor gigant și supergigant poate avea o densitate mai mică decât aerul în condiții terestre normale. Densitatea medie a materiei solare este de 1,4 ori densitatea apei. Piticele albe sunt mult mai dense decât Soarele. 1 substanță a stelei Sirius B are o masă de aproximativ 2 tone, iar unele pitice albe sunt chiar de zeci de ori mai dense.

Dar recordul de densitate este deținut de stelele neutronice - densitatea lor este aceeași cu cea a nucleelor ​​atomice - g/cm3. O astfel de densitate a materiei poate fi obținută dacă toate Pământ micșorați-vă la o jumătate de kilometru!

Chiar mai mult decât ca mărime, stelele diferă ca luminozitate. Acesta este numele dat puterii radiației optice, adică cantității de energie luminoasă emisă de o stea în fiecare secundă. Cel mai adesea, luminozitatea este exprimată în unități de luminozitate solară. Această valoare este egală cu W. Pentru majoritatea stelelor observate, aceasta variază de la câteva miimi până la un milion de luminozități solare.

Compoziția chimică a stelelor este determinată prin studierea spectrului lor (vezi Clasificarea spectrală a stelelor). S-a dovedit că materia stelelor conține aceleași elemente care se găsesc pe Pământ. În aproape toate stelele, mai mult de 98% din masă provine din cele mai ușoare două elemente - hidrogen și heliu, hidrogenul având o masă de aproximativ 2,7 ori mai mare decât heliul. Toate celelalte elemente reprezintă aproximativ 2% din masa substanței.

Stelele sunt opace. Prin urmare, putem determina direct compoziția chimică doar a straturilor lor de suprafață, de la care ne vine lumina. Cu toate acestea, calculele teoretice fac posibilă prezicerea conținutului diferitelor elemente din interioarele stelelor.

Pe baza proprietăților fizice ale materiei, toate stelele cunoscute pot fi împărțite în trei categorii: stele normale, pitice albe și stele neutronice.

Stelele normale includ cele mai multe stele observabile, inclusiv toate cele care pot fi văzute cu ochiul liber sau cu un mic telescop. Ele constau dintr-un așa-numit gaz ideal care este normal în proprietățile sale. Presiunea sa este direct proportionala cu temperatura si invers proportionala cu volumul pe care gazul il ocupa. Folosind legile fizice pe care le respectă gazele, astronomii calculează densitatea, presiunea și temperatura din interiorul stelelor, ceea ce este foarte important pentru înțelegerea structurii stelelor și a dezvoltării lor.

În stelele cu densități foarte mari, materia nu mai respectă legile unui gaz ideal. Gazul capătă proprietăți diferite și se numește degenerat. Piticele albe, precum și nucleele unor stele gigantice, sunt făcute din gaz degenerat.

Materia stelelor neutronice are o densitate monstruoasă, la care nici măcar nucleele atomice nu pot exista. Este format în principal din particule elementare neutre din punct de vedere electric - neutroni. Neutronii în starea lor normală sunt incluși, alături de protoni, în compoziția nucleelor ​​atomice.

Materia oricărei stele se află sub influența gravitației, având tendința de a comprima steaua. Cu toate acestea, stelele nu se prăbușesc (cel puțin nu rapid), deoarece gravitația este împiedicată de presiunea materiei stelare. ÎN stele normale această presiune se datorează proprietăților elastice ale unui gaz ideal fierbinte. La piticele albe, compresia este împiedicată de presiunea gazului degenerat. Aproape că nu depinde dacă gazul este cald sau rece. În stelele neutronice, gravitația este constrânsă forte nucleare, acționând între neutroni individuali.

Temperatura și presiunea termică a gazului în stele sunt menținute de surse interne de energie.

Dacă se epuizează (și mai devreme sau mai târziu acest lucru se întâmplă în fiecare stea), forțele gravitaționale vor comprima steaua într-o mică minge densă. În stelele normale, energia este produsă constant în regiunea centrală, unde ajung densitatea și temperatura gazului valorile maxime. Acolo au loc reacții termonucleare între protoni (nucleele atomilor de hidrogen), în urma cărora cel mai ușor gaz, hidrogenul, este transformat în heliu mai greu. În acest caz, se eliberează energia care permite stelelor să-și mențină temperatura ridicată pentru o perioadă lungă de timp, dar rezervele de hidrogen din stele scad treptat. În Soare, de exemplu, în fiecare secundă cantitatea de hidrogen scade cu aproximativ 600 de milioane de tone, iar heliul crește cu aproape aceeași cantitate. Într-o secundă, se eliberează energie egală cu aproximativ J, care este dusă undele electromagnetice. Câteva procente din această energie este primită de om omniprezent particule elementare- neutrini care provin din reacții nucleare. Ele pătrund cu ușurință în stelele și zboară cu viteza luminii în spațiul interstelar.

La unele stele gigantice roșii, temperatura din regiunea centrală este atât de ridicată încât acolo începe să aibă loc o reacție între nucleele de heliu, ducând la formarea unui element mai greu, carbonul. Această reacție este însoțită și de eliberarea de energie.

Conform conceptelor științifice moderne, majoritatea elementelor mai grele decât heliul care există în natură s-au format în timpul reacțiilor termonucleare din interiorul stelelor sau în reacții care au loc în timpul exploziilor supernovei.

Când o stea este foarte tânără și reacțiile nucleare nu au început încă în ea, sursa energiei sale poate fi comprimarea materiei stelare, adică compactarea ei sub influența propriei gravitații: energia potențială a materiei scade și se transformă în energie termică.

Ca toate corpurile din natură, stelele nu rămân neschimbate. Ei se nasc, evoluează și în cele din urmă „mor”. Întrebarea cum se formează stelele nu a fost complet rezolvată. Legătura observată a regiunilor de formare a stelelor cu nori foarte masivi de gaz rece și calculele teoretice ale evoluției gazului în spațiul interstelar indică posibilitatea nașterii stelelor prin compresia treptată a mediului interstelar inițial foarte rarefiat. Forța principală care comprimă un gaz este atracția gravitațională a moleculelor sale între ele.

Durata de viață a unei stele depinde de masa ei. Stelele cu o masă mai mică decât cea a Soarelui își folosesc rezervele de combustibil nuclear foarte puțin și pot străluci timp de zeci de miliarde de ani. Prin urmare, stelele de mase mici nu au avut timp să îmbătrânească.

Dar stelele masive strălucesc pentru o perioadă relativ scurtă de timp. Astfel, stelele cu o masă de 15 mase solare își irosesc rezervele de energie în doar 10 milioane de ani. Stele precum Soarele nostru pot trăi de aproximativ o mie de ori mai mult.

Aproape toată viața, steaua își menține temperatura și dimensiunea practic constante. În acest caz, steaua se află pe secvența principală a diagramei spectru-luminozitate. Dar când tot hidrogenul din regiunea centrală este transformat în heliu, steaua începe să se schimbe relativ repede. Ea crește în dimensiune și, deși temperatura de suprafață scade, energia emisă de stea crește de multe ori. Steaua devine o gigantă roșie. Temperatura din regiunea centrală crește la 100 de milioane de grade, iar reacția de transformare a heliului în carbon „se aprinde” în miezul dens de heliu al unei astfel de stele.

La un anumit stadiu al dezvoltării unei gigante roșii, straturile exterioare ale acestei stele umflate pot fi „resetate”, iar apoi steaua va fi localizată în interiorul inelului de gaz al unei nebuloase planetare (vezi Nebuloase.) Steaua însăși va se micșorează și se transformă într-o pitică albă care se răcește încet.

Această cale de dezvoltare așteaptă Soarele nostru: în 6-7 miliarde de ani, după ce a trecut de stadiul de gigantă roșie, va deveni o pitică albă. Stele cu o masă de 1,5-3 ori mai mare decât cea a Soarelui nu își vor putea opri contracția în stadiul de pitică albă la sfârșitul vieții. Forțe gravitaționale puternice le vor comprima până la o densitate la care va avea loc „neutronizarea” materiei: interacțiunea electronilor cu protonii va duce la faptul că aproape întreaga masă a stelei va fi conținută în neutroni. Se formează o stea neutronică. Cele mai masive stele pot deveni stele neutronice după ce explodează ca supernove (vezi Supernove). Calculele arată că stelele neutronice trebuie să fie puternic magnetizate. Rotindu-se rapid în jurul unei axe, ele pot genera fluxuri puternice de unde radio. Deschis în anii 60. sursele pulsate de emisie radio - pulsarii - sunt, aparent, astfel de stele de neutroni rotative care au apărut după exploziile supernovei.

Dacă masa stelei (sau „rămășița” acesteia după pierderea de materie) depășește 3-5 mase solare, atunci, după ce a început să se contracte la sfârșitul ei viata activa, nu își va putea opri contracția nici măcar în stadiul unei stele neutronice. Rezultatul final al unei astfel de compresii gravitaționale necontrolate ar trebui să fie formarea unei găuri negre.

Puteți citi mai multe despre diferitele tipuri de stele și unele dintre caracteristicile lor în intrările corespunzătoare din dicționar.

Diagrama „spectru – luminozitate”

La fel ca Soarele, stelele luminează Pământul, dar datorită distanței enorme până la ele, iluminarea pe care o creează pe Pământ este cu multe ordine de mărime mai mică decât cea a Soarelui. Din acest motiv, există probleme tehnice la măsurarea iluminării de la stele. Astronomii construiesc telescoape gigantice pentru a detecta emisiile slabe de la stele. Cum diametru mai mare lentila telescopului, cu atât stelele pot fi examinate mai slabe cu ajutorul lui. Măsurătorile au arătat că, de exemplu, Steaua Polară creează iluminare pe suprafața Pământului E = 3,8 10 -9 W/m 2, care este de 370 de miliarde de ori mai puțină decât iluminarea creată de Soare. Distanța până la Steaua Polară este de 200 pc, sau aproximativ 650 sv. ani (r = b 10 18 m). Prin urmare, luminozitatea Stelei Polare L p = 4πr 2 E = 4 3,14 x (6 10 18 m) 2 3,8 10 -9 W/m 2 = 9,1 10 29 W = 4600 L După cum putem vedea, în ciuda vizibilității scăzute Luminozitatea acestei stele, luminozitatea sa este de 4600 de ori mai mare decât soarele.

Măsurătorile au arătat că printre stele există stele de sute de mii de ori mai puternice decât Soarele și stele cu luminozități de zeci de mii de ori mai mici decât cea a Soarelui.

Măsurătorile temperaturii suprafeței stelare au arătat că temperatura suprafeței unei stele o determină culoare vizibilăși prezența liniilor spectrale de absorbție a anumitor elemente chimice în spectrul său. Astfel, Sirius strălucește alb și temperatura sa este de aproape 10.000 K. Steaua Betelgeuse (α Orionis) are o culoare roșie și o temperatură la suprafață de aproximativ 3500 K. Soarele Culoarea galbena are o temperatură de 6000 K. Pe baza temperaturii, culorii și tipului de spectru, toate stelele au fost împărțite în clase spectrale, care sunt desemnate prin literele O, B, A, F, G, K, M. Clasificarea spectrală a stelelor este prezentată în tabelul de mai jos.

Există o altă legătură interesantă între clasa spectrală a unei stele și luminozitatea acesteia, care este prezentată sub forma unei diagrame „spectru - luminozitate (în luminozitățile solare)” (numită și Diagrama Hertzsprung-Russellîn onoarea a doi astronomi – E. Hertzsprung şi G. Russell, care l-au construit). Diagrama arată clar patru grupuri de stele.

Secvența principală

Pe ea cad parametrii majorității stelelor. Soarele nostru este, de asemenea, o stea din secvența principală. Densitățile stelelor din secvența principală sunt comparabile cu densitatea solară.

Giganți roșii

Acest grup include în principal stele roșii cu raze de zeci de ori mai mari decât cea solară, de exemplu steaua Arcturus (α Bootes), a cărei rază este de 25 de ori mai mare decât raza solară și a cărei luminozitate este de 140 de ori.

Supergiganți

Acestea sunt stele cu luminozități de zeci și sute de mii de ori mai mari decât soarele. Razele acestor stele sunt de sute de ori mai mari decât raza Soarelui. Supergianti roșii includ Betelgeuse (și Orion). Cu o masă de aproximativ 15 ori mai mare decât soarele, raza sa este de aproape 1000 de ori mai mare decât raza solară. Densitatea medie a acestei stele este de numai 2 10 -11 kg/m 3, ceea ce este de peste 1.000.000 de ori mai mică decât densitatea aerului.

Pitici albi

Acesta este practic un grup de stele alb cu luminozităţi de sute şi mii de ori mai mici decât soarele. Ele sunt situate în partea stângă jos a diagramei. Aceste stele au raze de aproape o sută de ori mai mici decât cea solară și sunt comparabile ca mărime cu cele ale planetelor. Un exemplu de pitică albă este steaua Sirius B, un satelit al lui Sirius. Cu o masă aproape egală cu Soarele și o dimensiune de 2,5 ori mai mare decât dimensiunea Pământului, această stea are o densitate medie gigantică - ρ = 3 10 8 kg/m 3.

Pentru a înțelege cum sunt explicate diferențele observate între stelele din diferite grupuri, să ne amintim relația dintre luminozitate, temperatură și raza stelei, pe care am folosit-o pentru a determina temperatura Soarelui.

Să comparăm două stele din clasa spectrală K, una este pe secvența principală (MS), cealaltă este o gigantă roșie (RG). Au aceeași temperatură - T = 4500 K, iar luminozitățile lor diferă de o mie de ori:

adică giganții roșii au dimensiuni de zeci de ori mai mari decât stelele din secvența principală.

Mase de stele A fost posibil să se măsoare numai pentru stelele care fac parte din sistemele binare. Și au fost determinate de parametrii orbitelor stelelor și de perioada revoluției lor una în jurul celeilalte folosind a treia lege generalizată a lui Kepler. S-a dovedit că masele tuturor stelelor se află în raza de acțiune

0,05M ≤ M ≤ 100M

Pentru stelele din secvența principală, există o relație între masa stelei și luminozitatea acesteia: cu cât masa stelei este mai mare, cu atât luminozitatea acesteia este mai mare.

Astfel, o stea din clasa spectrală B are o masă de aproximativ M ≈ 20 M și luminozitatea sa este de aproape 100.000 de ori mai mare decât Soarele.

Sursă de energie de la Soare și stele

Conform conceptelor moderne, sursa de energie care susține radiația Soarelui și a stelelor este energia nucleară, care este eliberată în timpul reacțiilor termonucleare de formare (fuziune) a nucleelor ​​atomilor de heliu din nucleele atomilor de hidrogen. În timpul reacției de fuziune, nucleul unui atom de heliu este format din patru nuclee de atomi de hidrogen (patru protoni), iar energia ΔE = 4,8 10 -12 J este eliberată, numită energie de legătură, două particule elementare de neutrini și doi pozitroni (4H He + 2e + + 2ν + ΔE).

Pentru ca reacțiile nucleare să aibă loc, este necesară o temperatură de peste câteva milioane de Kelvin, la care protonii cu sarcini identice care participă la reacție ar putea primi suficientă energie pentru a se apropia unul de celălalt, a depăși forțele electrice de respingere și a fuziona într-un nou nucleu. Ca rezultat al reacțiilor de fuziune termonucleară, se formează heliu cu o masă de 0,99 kg din hidrogen cu o greutate de 1 kg, un defect de masă Δm = 0,01 kg și se eliberează energie q = Δmc 2 = 9 10 14 J.

Acum putem estima cât vor dura rezervele de hidrogen ale Soarelui pentru a menține strălucirea observată a Soarelui, adică durata de viață a Soarelui. Rezervă de energie nucleară E = M q = 2 10 30 9 10 14 = 1,8 10 45 J. Dacă împărțim această rezervă de energie nucleară la luminozitatea solară L, atunci obținem durata de viață a Soarelui:

Dacă luăm în considerare că Soarele este format din cel puțin 70% hidrogen, iar reacțiile nucleare au loc doar în centru, în nucleul solar, a cărui masă este de aproximativ 0,1 M și unde temperatura este suficient de mare pentru a avea loc reacții termonucleare, atunci durata de viață a Soarelui și a stelelor, similară cu Soarele, va fi t ≈ 10 10 ani