Научная Сеть >> Физические основы строения и эволюции звезд

Наука >> Астрономия >> Астрофизика >> физические процессы | Книги

См. также

Физический факультет МГУ им. М.В.Ломоносова: ФИЗИЧЕСКИЙ ФАКУЛЬТЕТ

Астрономия: учебно–методическое пособие для преподавателей астрономии, студентов педагогических вузов и учителей средних учебных заведений.

150 лет ГАИШ: 150 лет Московской университетской обсерватории - Государственному Астрономическому институту имени П.К.Штернберга

Законы физики в космосе

Солнечно-земная физика

"...И гений - парадоксов друг": 290 лет со дня рождения Михаила Васильевича Ломоносова

Программа молодежной конференции "Современные вопросы геологии", 2-е Яншинские чтения, Институт литосферы окраинных и внутренних морей РАН, 26-29 марта 2002 года

Биогенез: мотивы и феномены возникновения жизни

Проблемы нефрологии детского возраста на рубеже столетий: наследственные нефропатии, дизэмбриогенез почек, гломерулонефрит, эконефропатии

Концепция естественной теологии в биологических работах Джона Рея : (1)

XXXVI Тектоническое совещание

А.С. Спирин. Принципы структуры рибосом

Биологическая эволюция и морфогенез: Накопление биологического потенциала на докембрийском этапе эволюции.

Концепция естественной теологии в биологических работах Джона Рея : (2)

Б.А. Бахметев дипломат, политик, мыслитель

Мировая линия Гамова

Радиоактивные газовые зонды в дифузионно-структурном анализе твердых тел и твердофазных процессов: (1)

<< 6.4 Эволюция звезд главной ... | Оглавление | 6.6 Определение возраста скоплений >>

6.5 Горение гелия: 3 alpha-реакция

Горение гелия затруднено тем обстоятельством, что отсутствуют устойчивые ядра с атомным весом и (если бы они существовали, то были бы возможны реакции ${}^{4}{\mathrm{He}}+{}^{1}{\mathrm{H}}$ и ${}^{4}{\mathrm{He}}+{}^{4}{\mathrm{He}}$ ). Однако слияние трех ядер гелия дает устойчивое ядро с атомным весом 12: $3\,{}^{4}{\mathrm{He}}\to {}^{12}{\mathrm{C}}$ . Поэтому дальнейшая эволюция звезды определяется этой так называемой 3 $\alpha$ -реакцией. Ядра ${}^{8}{\mathrm{Li}}$ и ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ неустойчивы и быстро распадаются. Например,

$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{Li}}\to {}^{8}{\mathrm{Be}}+e^-+\nu,$

$\displaystyle {}^{8}{\mathrm{Be}}\to 2\,{}^{4}{\mathrm{He}}\qquad (\tau\sim 10^{-16}$ с $\displaystyle ).$

Тем не менее тот факт, что ядро ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ хотя и неустойчиво, но все же существует в течение времени порядка $10^{-16}$ с, оказывается существенным. Вероятность реакции при тройном столкновении $\alpha$ -частиц с произвольными энергиями намного меньше вероятности того, что две $\alpha$ -частицы имеют энергию как раз такую, что они (хотя и ненадолго) образуют систему ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ . Такая система -- ядро ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ в подавляющем большинстве случаев распадается обратно на две $\alpha$ -частицы, но все же изредка происходит столкновение ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ с третей $\alpha$ -частицей, приводящее к образованию ${}^{12}{\mathrm{C}}$ . При больших температурах в термодинамическом равновесии имеется некоторая концентрация ядер ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ , определяемая формулой Саха:

$\displaystyle [{}^{8}{\mathrm{Be}}]\sim [{}^{4}{\mathrm{He}}]^2e^{-0,3\,\mbox{Мэв}/kT}.$

Столкновение ядер ${}^{4}{\mathrm{He}}$ с ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ приводит к образованию ядра ${}^{12}{\mathrm{C}}$ . Так как вероятность процесса пропорциональна произведению концентраций ${}^{4}{\mathrm{He}}$ и ${}^{8}{\mathrm{Be}}$

$\displaystyle [{}^{4}{\mathrm{He}}]\;[{}^{8}{\mathrm{Be}}]\sim [{}^{4}{\mathrm{He}}]^3e^{-0,3\,\mbox{МэВ}/kT},$

то скорость реакции $\sim \rho ^3$ , если рассчитывать ее на единицу объема, или $\rho ^2$ -- на единицу массы. Однако ни столкновение $3\alpha$ , ни столкновение ${}^{8}{\mathrm{Be}}$ с $\alpha$ само по себе не приводит к образованию стабильного ядра ${}^{12}{\mathrm{C}}$ , пока система не избавиться от лишней энергии. Избыток энергии трех покоящихся $\alpha$ -частиц над энергией ${}^{12}{\mathrm{C}}$ равен 7,28 МэВ, для горячих $\alpha$ -частиц он еще больше. При этом энергию не может унести нейтрон или протон -- на это энергии не хватает, да и получился бы ${}^{11}{\mathrm{B}}$ или ${}^{11}{\mathrm{C}}$ , а не ${}^{12}{\mathrm{C}}$ . Значит энергию уносят фотоны или пары

(см. ниже). Снова вероятность процесса увеличивается, если система долго живет в данном состоянии , т. е. если мы имеем дело с определенным возбужденным состоянием ядра ${}^{12}{\mathrm{C}}$ , а не системой, состоящей из 6 протонов и 6 нейтронов (или 3 $\alpha$ -частиц) с произвольной энергией, не равной энергии какого-либо возбужденного состояния ${}^{12}{\mathrm{C}}$ .


Рис. 36.	Рис. 37.

Ядро ${}^{12}{\mathrm{C}}$ обладает большим количеством уровней (рис. 36). Один из уровней с энергией МэВ находится в резонансе с тремя ядрами гелия -- $3\,{}^{4}{\mathrm{He}}\,$ , обладающими избытком кинетической энергии (7,66-6,28=0,38) МэВ. Это возбужденное состояние, так же как и основное, имеет спин .Поэтому переход с уровня 7,66 МэВ в основное состояние ${}^{12}{\mathrm{C}}$ не может идти с испусканием одного $\gamma$ -кванта (спин которого равен 1). Наиболее вероятным является переход с испусканием электронно-позитронной пары

$\displaystyle {}^{12}{\mathrm{C}}^*\to{}^{12}{\mathrm{C}}+e^++e^-.$

Снятие возбуждения может происходить также с испусканием квантов через промежуточный уровень

МэВ. Полная вероятность реакции на единицу массы пропорциональна $\rho^2 e^{-\Delta E /kT}\simeq \rho^2 e^{-4,4/T_9}$ . Сравним калорийность $3\alpha$ -реакции с

-циклом:

$\displaystyle 4p\to {}^{4}{\mathrm{He}}+26\;$ МэВ $\displaystyle ,$

$\displaystyle {}^{4}{\mathrm{He}}\to{1\over 3}\;{}^{12}{\mathrm{C}}+2,4 \;$ МэВ $\displaystyle ,$

т.е. выделение энергии на грамм в $3\alpha$ -реакции на порядок меньше.

Постепенно гелий в центре тоже выгорает -- возникает гелиевый слоевой источник, а водород при этом продолжает гореть во внешнем слоевом источнике (рис. 37). На стадии гелиевого слоевого источника сильно возрастает светимость звезды, увеличивается ее радиус, и на диаграмме ГР звезда попадает в область красных сверхгигантов (рис. 35). В дальнейшем (в достаточно массивных звездах) загорается углерод. Должно идти образование более тяжелых элементов O, Mg, Ne и т. д. во все убыстряющемся темпе. И наконец, такая звезда должна достичь состояния, при котором теряется ее устойчивость. Однако пока не существует хороших расчетов, доведенных до конца. Положение дел усложняется наличием большого числа слоевых источников и ядерных реакций, скорости которых плохо изучены. Кроме того, возникают тепловые неустойчивости, вспышки и т.п. Все это затруднят проведение детальных расчетов.

Ниже мы обсудим ряд характерных моментов, которые возникают при расчетов эволюции звезд и имеют достаточно простое физическое истолкование.

<< 6.4 Эволюция звезд главной ... | Оглавление | 6.6 Определение возраста скоплений >>

ГАИШ

Посмотреть комментарии[2]