4.6. Смена термоядерных реакций

Эволюция звезды – это в первую очередь история термоядерных реакций в ее ядре. Жизнь звезды начинается со стадии ее формирования. Еще до попадания на Главную последовательность в ее недрах идут низкотемпературные термоядерные реакции – прежде всего горение дейтерия. Однако можно считать, что звезда окончательно сформировалась, когда начинается стабильный синтез гелия из водорода. У достаточно массивных звезд впоследствии могут начаться реакции синтеза других, более тяжелых элементов. Когда запасы какого-то элемента подходят к концу, реакции прекращаются, и звезда начинает сжиматься для сохранения гидростатического равновесия. Это приводит к повышению температуры и плотности в ее недрах, и, если они достигают необходимых критических значений, могут начаться реакции синтеза более тяжелых элементов.

В ходе эволюции звезды происходит смена термоядерных реакций в ее недрах.

Превращение водорода в гелий – это не одна реакция, а целая цепочка. Более того, существует два независимых канала синтеза гелия. Первый доминирует в маломассивных звездах (включая Солнце) и называется pp-цепочкой, поскольку все начинается взаимодействием двух протонов (этот канал синтеза был впервые рассмотрен Гансом Бете (Hans Bethe) в 1939 г.). Два протона, будучи положительно заряженными частицами, испытывают сильное кулоновское отталкивание. Поэтому для этой реакции (как и для многих других в термоядерном синтезе) необходимы не только высокая плотность и температура, но и такой квантовый эффект, как туннелирование, позволяющий частицам преодолеть кулоновский барьер (первым квантовое туннелирование рассмотрел Георгий Гамов в 1928 г. при разработке теории альфа-распада).

Два протона образуют изотоп ²₂He (дипротон), при этом выделяется энергия. Благодаря бета-распаду один из протонов превращается в нейтрон, испуская позитрон (который тут же аннигилирует) и электронное нейтрино. Получившийся дейтерий захватывает еще один протон, образуя гелий-3 (³₂He) с выделением энергии. Далее возможны три пути. Первый: гелий-3 взаимодействует с таким же ядром, образуя гелий-4 (⁴₂He) и два протона с выделением энергии. Два других пути идут через взаимодействие гелия-3 с гелием-4. Их итогом также становится синтез гелия-4, плюс по ходу реакций испускаются нейтрино и выделяется энергия.

Судьба звезды и запуск последующих реакций зависят от температуры в недрах, которая определяется массой звезды.

В более массивных звездах доминирует так называемый CNO-цикл (он имеет место и в Солнце, где отвечает менее чем за 2 % энерговыделения). В этом канале также есть несколько цепочек реакций. Особенностью этого цикла является то, что для протекания реакций необходимо присутствие ядер углерода, азота и кислорода, выступающих в роли катализатора (при этом азот и кислород создаются и исчезают в процессе цикла, см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»). Итогом реакций вновь является синтез гелия-4 из четырех протонов с выделением энергии и испусканием нейтрино. Впервые этот цикл был рассмотрен Карлом фон Вайцзеккером (Carl Friedrich von Weizs?cker) и Гансом Бете в 1938–1939 гг.

Когда водород в ядре звезды исчерпан, реакции прекращаются. Энерговыделение падает, и ядро начинает сжиматься, чтобы сохранить гидростатическое равновесие, и при этом нагревается. У звезд с массой менее половины солнечной нагрев ядра оказывается недостаточным для запуска следующей реакции – синтеза углерода. В этом случае плотность в ядре растет, пока газ не перейдет в вырожденное состояние – образуется гелиевый белый карлик. Однако, поскольку время эволюции столь маломассивных светил превышает современный возраст Вселенной, ни одна звезда еще не прошла этот путь до конца.

В звездах с массой менее половины солнечной реакции останавливаются после синтеза гелия.

У звезд тяжелее примерно половины массы Солнца иная судьба. При сжатии ядра температура в его внешних слоях может повыситься настолько, что начнет гореть сохранившийся снаружи ядра водород – возникает так называемый слоевой источник. Энерговыделение достаточно велико, поэтому внешняя оболочка расширяется. Температура поверхности падает, но полная светимость звезды возрастает: появляется красный гигант.

В звездах с массой от 0,5 до 8 масс Солнца реакции не идут дальше синтеза углерода и кислорода.

Рост температуры в ядре приведет к началу термоядерного горения гелия. Причем у звезд с массой менее 1,8 солнечной вещество в ядре успевает достичь вырожденного состояния, поэтому зажигание гелия носит характер вспышки[3]. Гелий превращается в углерод в так называемой 3-альфа реакции: две альфа-частицы (ядра гелия-4) образуют нестабильный 84Be, и, прежде чем он распадается, третья альфа-частица вступает в реакцию, формируя ядро углерода-12. Первая реакция идет с небольшой затратой энергии, зато вторая – с большим энерговыделением. Светимость звезды на этой стадии больше, чем на Главной последовательности, но сама стадия при этом короче.

Если температура в ядре достаточно высока (что зависит от массы звезды), то углерод может взаимодействовать с альфа-частицей, образуя кислород. По окончании горения гелия возникает углеродно-кислородное ядро. Оно также со временем начинает сжиматься, и при этом возможно появление слоевых источников двух типов: водородного (расположен выше) и гелиевого (ниже). На этой стадии звезда может стать красным сверхгигантом с радиусом до миллиарда километров. В конце концов, если масса звезды менее 8–10 солнечных, составляющая б?льшую часть массы звезды оболочка будет сброшена, и образуется углеродно-кислородный (CO-) белый карлик.

В звездах с массой более 8–10 солнечных температура в ядре может повыситься до значений, открывающих возможности для дальнейшего термоядерного синтеза – вплоть до элементов группы железа. Каждая последующая стадия горения короче предыдущей и требует более высокой температуры в недрах.

В ядрах тяжелых звезд синтез идет вплоть до образования элементов группы железа.

Все начинается со стадии горения углерода, когда два ядра этого элемента взаимодействуют, синтезируя неон, натрий и магний. Натрий в основном захватывает протон, превращаясь в неон и альфа-частицу. Поэтому основным продуктом горения углерода является неон (плюс небольшое количество магния). Существуют каналы образования белых карликов с кислородно-неоново-магниевым (O-Ne-Mg) составом. Для этого надо предотвратить дальнейшие реакции, что может быть достигнуто, например, сбросом внешних слоев при взрывном начале горения углерода в вырожденном веществе.

Отметим, что у звезды с массой в десятки солнечных нет стадии, аналогичной классическим красным гигантам, так как их оболочки быстро истекают из-за сильного звездного ветра. Поэтому их движения по диаграмме Герцшпрунга – Рассела носят в основном горизонтальный характер.

В ходе эволюции звезда перемещается по диаграмме Герцшпрунга – Рассела. Ключевые точки связаны с выключением или включением различных термоядерных реакций.

Следующей является реакция горения неона, который превращается в магний, захватывая альфа-частицу. При температуре выше 2 млрд K начинается термоядерное горение кислорода. Самый важный канал такой реакции – превращение двух ядер этого элемента в кремний.

Наконец, при 5 млрд градусов идут реакции с участием кремния. Присоединяя к себе альфа-частицы (рождающиеся в процессе распада части кремния на магний и гелий-4 под воздействием фотонов высокой энергии), он последовательно дает серу, аргон, кальций и т. д. Эта цепочка заканчивается формированием железного ядра. После этого звезда, вероятнее всего, превращается в сверхновую.