ВУЗ:
Составители:
92
Сжатие происходит до тех пор, пока температура протозвезды не
достигнет значения порядка 10 млн К, достаточного для начала термо-
ядерных реакций. Протозвезда становится звездой.
Термоядерные реакции начинаются с выгорания водорода в ге-
лий — это так называемый протон-протонный цикл, состоящий из
трех реакций. При взаимодействии двух протонов образуется ядро
тяжелого водорода — дейтерия, позитрон и нейтрино: Н
1
+ Н
1
→ D
2
+ е
+
+ ν. Затем, при соединении дейтерия с протоном обра-
зуется ядро изотопа гелия: D
2
+ Н
1
→ Не
3
+ γ. Третья, последняя реак-
ция протекает с участием двух ядер Не
3
с образованием ядер обычно-
го гелия (альфа-частиц) и двух протонов: Не
3
+
Не
3
→ Не
4
+ Н
1
+ Н
1
.
В массивных звездах водород горит быстрее, чем в легких. Так,
например, у звезд с массой, равной 15 солнечным массам, водород вы-
горает «всего» за 10 млн лет. Для звезд не очень большой массы время
выгорания может достигать 10 – 20 млрд лет.
С выгоранием водорода в звезде увеличивается содержание ге-
лия, которое накапливается в ядре. Ядро окружает тонкий слой горя-
щего водорода. Звезда начинает разбухать, и температура внешних
слоев уменьшается. Вещество становится непрозрачным для излуче-
ния и лучистый тип переноса энергии сменяется конвективным.
С увеличением количества гелия в ядре оно начинает сжиматься,
за счет чего температура его увеличивается. При достижении ее по-
рядка 20 млн К начинается тройной альфа-процесс, в результате кото-
рого образуется углерод. При этом радиус звезды увеличивается (так
как расширяются внешние слои), и она превращается в желтый или
красный сверхгигант. По мере выгорания гелия в ядре звезды увели-
чивается количество углерода, азота и кислорода. Дальнейшие термо-
ядерные реакции, в которых образуется все более тяжелые элементы
вплоть до ядер железа, могут протекать только в достаточно массив-
ных звездах. В звездах с массой, близкой к солнечной, в конце их эво-
люции будут протекать реакции с участием гелия, а ядро станет угле-
родно-азотистым. В таких звездах сжатие ядра останавливается кван-
товыми силами, возникающими между достаточно тесно упакованны-
ми электронами звездной плазмы. Так звезда становится
белым карли-
ком
, а со временем, когда полностью остынет, — черным карликом.
В массивной звезде железное ядро окружено оболочкой, в кото-
рой по мере приближения к периферии увеличивается количество лег-
ких элементов: углерода, кислорода, гелия, а во внешних слоях и ио-
низированного водорода. Катастрофическое сжатие приводит к появ-
лению сильной ударной волны. Повышение температуры перед фрон-
том волны приводит к сгоранию легких элементов, и звезда вспыхива-
Страницы
- « первая
- ‹ предыдущая
- …
- 90
- 91
- 92
- 93
- 94
- …
- следующая ›
- последняя »
