Источники энергии звезд и вторичный нуклеосинтез в них

На рис. 3 показана структура звезды с исходной массой 18 масс Солнца перед окончанием горения кремния. Уже образовались все элементы от углерода до никеля, причем их относительное количество близко к тому, что наблюдается в межзвездной среде и у молодых звезд. Остаются два вопроса:

1) как эти элементы покидают звезду, в которой они родились?

2) откуда берутся элементы тяжелее железа?

Ответы на них прямо связаны с тем, что происходит со звездой, у которой растет железное ядро.

Рис. 3. ВНУТРЕННЕЕ СТРОЕНИЕ ЗВЕЗДЫ с начальной массой от 18 до 20 масс Солнца накануне коллапса ее ядра. Звезда потеряла некоторое количество вещества, но около половины ее массы все еще занимает первичная, богатая водородом оболочка. Горизонтальная ось размечена в единицах солнечной массы, заключенных внутри данного радиуса. Внутри полукруглых зон указаны доминирующие химические элементы. Зоны разделены тонкими оболочками, в которых происходит горение водорода, гелия, углерода, неона, кислорода и кремния (перечислены в направлении к центру). На оболочках указана температура в кельвинах (слева), плотность в граммах на кубический сантиметр (справа) и радиус в сантиметрах (правее центра).

Сверхновые. Когда сердцевина массивной звезды приближается к пределу Чандрасекара, почти одновременно начинается несколько процессов: некоторые ядра железа раскалываются на ядра гелия, протоны захватывают электроны и превращаются в нейтроны, а нейтрино активно уносят энергию. Эти процессы охлаждают сердцевину звезды до такой степени, что ее внутреннее давление больше не может сопротивляться гравитации, и она катастрофически сжимается. Ее коллапс длится всего около секунды; при этом выделяется энергия порядка 1046 Дж, больше, чем звезда излучила за всю свою жизнь.

Подавляющая часть этой энергии уходит в форме нейтрино и гравитационных волн, но примерно 1% идет на нагрев внешних слоев звезды и их сброс. На короткое время звезда становится сравнима по яркости с целой галактикой, и ее называют "сверхновой". В 1987 в соседней с нами галактике Большое Магелланово Облако (БМО) вспыхнула сверхновая. Наблюдались не только ее световая вспышка, но и поток нейтрино, сброшенная оболочка и тяжелые элементы. При взрыве сверхновой происходят четыре важные для нуклеосинтеза процесса.

Во-первых, кислород, неон, кремний и прочие образовавшиеся в звезде элементы при взрыве попадают в межзвездную среду. Именно поэтому все звезды, следующие за их первым поколением, уже состоят не из чистого водорода и гелия. Во-вторых, проходящая через оболочку энергия нагревает газ и стимулирует ядерные реакции, в которых формируются различные элементы и их изотопы, окружающие нас. Даже покидающие ядро нейтрино вызывают несколько дополнительных реакций, которые служат, например, основным источником фтора. В-третьих, избыток энергии, железа и нейтронов делает возможным синтез элементов тяжелее железа (см. ниже). В-четвертых, расширяющаяся газовая оболочка звезды, сталкиваясь с окружающим межзвездным газом, порождает ударные волны, в которых отдельные атомы, по-видимому, получают огромную энергию и входят в состав космических лучей. В свою очередь, космические лучи, сталкиваясь в межзвездной среде с ядрами углерода, азота, кислорода и других элементов, расщепляют их, образуя, например, бериллий и бор, которые, по-видимому, не формируются ни в ранней Вселенной, ни в звездах.

Сверхновые описанного выше типа, включая Сверхновую 1987А в БМО, получаются только из массивных, короткоживущих звезд. Однако иногда фиксируются взрывы сверхновых среди довольно старых и не очень массивных звезд. Физика этого процесса должна быть совершенно иной, поскольку звезды умеренной массы должны заканчивать жизнь, превращаясь в белый карлик, а не испытывать коллапс ядра.

Однако углеродно-кислородный белый карлик взрывается, если его масса превышает предел Чандрасекара. Значит, он может взорваться, если с соседней звезды на него перетечет газ (таких пар немало, в них иногда наблюдаются вспышки новых) или если два белых карлика одной системы сблизятся и сольются. При взрывном горении углерода и кислорода в основном образуются железо и близкие к нему элементы. Выделившейся энергии достаточно для объяснения феномена сверхновой у старых звезд. Взорвавшаяся звезда разрушается и не оставляет после себя нейтронной звезды, как сверхновые с коллапсирующими ядрами.

       Итак, сверхновые и их родительские звезды создают элементы от углерода до никеля и выбрасывают их в космическое пространство. Водород, гелий и немного лития сохранились от нуклеосинтеза в ранней Вселенной. Бериллий, бор и дополнительный литий созданы космическими лучами. Но откуда взялись более тяжелые элементы?

s-, r- и p-процессы. Образование ядер сложнее железа сталкивается с двумя проблемами. Во-первых, в этих реакциях не выделяется энергия, которая могла бы сделать их самоподдерживающимися; напротив, они потребляют энергию. Во-вторых, в этих ядрах уже так много протонов, что им трудно сблизиться, не разрушив друг друга. Поэтому синтез элементов от меди до урана возможен только путем добавления нейтронов (и энергии) к железу.

Захватив от одного до трех нейтронов, ядра становятся нестабильными и распадаются, превращая один или больше нейтронов в протоны и образуя таким образом элементы тяжелее железа. Детали этого сложного процесса были описаны в середине 1950-х годов А.Камероном в Канаде, а также М. и Дж.Бербидж, У.Фаулером и Ф.Хойлом, работавшими в США. Поскольку все образующиеся в этом процессе элементы редки, через него проходит немного вещества.

Какие именно элементы и изотопы рождаются, зависит от того, каков поток нейтронов и как долго он действует на вещество. Сверхновые выбрасывают гигантский поток нейтронов за короткое время, поэтому образуются стабильные изотопы элементов с избытком нейтронов. Поскольку захват нейтронов происходит быстро, этот процесс синтеза элементов называют r-процессом (от англ. rapid — быстро).

Большинство прочих изотопов может образоваться при медленном захвате нейтронов. В этих реакциях, известных как s-процесс (от англ. slow — медленно) требуется захватить несколько нейтронов за годы, а не за секунды. Подходящие условия для s-процесса появляются на поздних стадиях жизни звезд, когда водород с гелием в них выгорают и они становятся белыми карликами. Нейтроны, вылетающие, например, из ядер 13С, достаточно энергичны, чтобы внедриться в ядра железа или более массивные ядра. Есть прямые тому свидетельства: некоторые постаревшие звезды непосредственно перед сбросом планетарной туманности имеют на поверхности много бария и других характерных для s-процесса элементов. Иногда наблюдается технеций, а поскольку у него нет стабильных изотопов и он распадается менее чем за миллион лет, то ясно, что он был "изготовлен" в самой звезде.

На рис. 4 показана цепочка захватов и распадов в s-процессе от иттербия (с 70-ю протонами) до осмия (76 протонов). Изотопы, родившиеся в r- и s-процессах, обозначены соответственно. Некоторые очень редкие изотопы не создаются ни одним из этих процессов, однако их можно получить, добавляя протоны, отнимая нейтроны или превращая нейтроны в протоны в продуктах r- и s-процессов. Все это называют p-процессом (от proton); его могут вызывать космические лучи, ударные волны и нейтрино от сверхновых.

Рис. 4. S-ПРОЦЕСС (медленный захват нейтронов) для элементов от иттербия-174 до осмия-189. Все нуклиды (виды атомов), лежащие на сплошной ломаной линии, показывающей стрелками путь этого процесса, захватывают нейтроны в медленной шкале времени. Нуклиды справа от этой линии могут быть получены только в r-процессе (быстрый захват нейтронов), а слева - только в p-процессе (захват протонов или отщепление нейтронов от тяжелого ядра). Для каждого нуклида указаны наименование, атомная масса, время жизни в основном состоянии (если подвержен b-распаду), и процессы, ответственные за его формирование. Существует ответвление для Lu-176, который испытывает b-распад или захватывает нейтрон, поскольку у него есть низкое возбужденное состояние с коротким временем жизни. Поскольку населенность этого состояния зависит от температуры и электронной плотности среды, где протекает нуклеосинтез, содержание различных нуклидов, возникших на этом разветвлении, можно использовать для оценки условий, в которых протекал s-процесс.

                                                           Вывод

Образование химических элементов, за исключением водорода и большей части гелия, из которых сформировалась Солнечная система, произошло в звездах предшествующего Солнцу поколения. Есть основания полагать на основе наблюдения продуктов распада исчезнувших короткоживущих изотопов в метеоритах, что Солнечная система образовалась из газопылевого облака - остатка сверхновых ОВ - ассоциации - группировки горячих массивных звезд спектральных классов О и В и имеющих сравнительно короткое время жизни. Эти звезды прошли все этапы звездного нуклеосинтеза и взорвались.

      Итак, за последние десятилетия получено достаточно много результатов в выяснении удивительной картины астрофизического нуклеосинтеза. Хотя многие фрагменты этой картины еще не закончены, некоторые, может, даже окажутся неверными, но в основных чертах она столь убедительна, что, несомненно, и впоследствии будет оставаться богатейшим запасом знаний о Вселенной.

                       Список использованной литературы

1) Ядерная астрофизика / Под ред. Ч. Барнса и др. М.: Мир, 1986

2) Б.С. Ишханов, И.М. Капитонов, И.А. Тутынь. Нуклеосинтез во Вселенной. М.:  Изд. Московского университета, 1999

3) Тейлер Р.Дж. Происхождение химических элементов. М., 1975

4) Ядерная астрофизика. М., 1986

5) www.astronet.ru ( Источники энергии звезд)