К этому моменту звезда достигает максимального размера, так как при истощении конкретного топлива сердцевина звезды сжимается (пока не поджигается новая реакция синтеза), а оболочка расширяется. Если в начале процесса эволюции звезда имела однородный состав и содержала преимущественно водород, то теперь в ней образовалась слоистая структура, напоминающая луковицу. Как показано на рис. 49, в центре содержатся самые тяжёлые элементы (из группы железа), а более лёгкие элементы последовательно образуют слои, если двигаться от центра наружу, к более холодным областям. Самая внешняя оболочка будет состоять преимущественно из водорода, так как там слишком холодно, чтобы могли идти какие-то реакции синтеза.
Рис. 49. Схематический разрез далеко эволюционировавшей звезды от центра к поверхности (луковичная структура звезды):Fe — железо; N1 — никель; Si — кремний; О — кислород; Ne — неон и т.д. КОНЕЦ ПУТИ
Оставим на время звёзды и вернёмся к тому вопросу, который ещё ждёт ответа: почему ядерный синтез прекращается на элементах группы железа?
Чтобы найти ответ, вспомним о двух фундаментальных силах природы, действующих между ядерными частицами. Сила электрического отталкивания действует между двумя протонами, но не затрагивает нейтроны. Ядерная сила притяжения в равной степени сильно действует между всеми протонами и нейтронами. Для маленьких ядер вроде 4Не вторая сила много больше первой, так что ядро крепко связано. Однако у очень тяжёлого ядра, содержащего, скажем, более 50 частиц, размеры также весьма велики. Но на больших расстояниях связывающие ядерные силы действуют не так эффективно. Кроме того, большое ядро содержит большое число протонов, так что их электростатическое отталкивание тоже становится заметным. Таким образом, ядра с массой, большей некоторой критической массы, уже не так сильно связаны, как более лёгкие ядра. Именно ядра группы железа являются самыми сильносвязанными. Если добавить в них ещё протонов или нейтронов, получатся новые ядра, уже не так сильно связанные, как ядра группы железа.
Рис. 50. Зависимость энергии связи на нуклон от числа частиц в ядре. Видно, что не все ядра одинаково стабильны. Кривая имеет максимум в области элементов группы железа (железо, кобальт, никель), которые являются наиболее стабильными. (Энергия выражена в мегаэлектрон-вольтах; 1 МэВ=1,6 • 10-13 Дж)
На рис. 50 графически проиллюстрировано это свойство ядер. На графике построена для разных ядер «энергия связи на один нуклон». Под нуклоном имеется в виду либо протон, либо нейтрон, а энергия связи — это то количество энергии, которое нужно затратить, чтобы вырвать нуклон из ядра. Как видно из рис. 50, энергия связи на нуклон для гелия больше, чем для водорода. Это означает, что для разбивания ядра гелия и превращения его в четыре ядра водорода нужно затратить энергию. Обратно, если соединить вместе ядра водорода, получится ядро гелия и некоторый избыток энергии. Именно по этой причине звёзды получают энергию за счёт реакции синтеза. Аналогично, процессы синтеза будут работать для более тяжёлых ядер до тех пор, пока мы поднимаемся по кривой энергии связи. Как только пик достигнут (в области группы железа), дальше можно только опускаться. И теперь уже синтез не помогает.
На самом деле, из графика на рис. 50 ясно, что основная часть энергии синтеза высвобождается на первых ступенях лестницы при превращении водорода в гелий. Энергия, выделяющаяся в остальных реакциях, намного меньше. Поэтому дальнейший синтез не слишком продлевает активную жизнь звезды в виде красного гиганта. В табл. 6 приведены те промежутки времени, которые тратятся на последовательное сжигание разного топлива в массивной звезде.
Таблица 6 Время сгорания разного топлива а термоядерном
синтезе для звезды массой 25 M☉ Топливо Температура,
млн. градВремя Водород 60 7 млн. лет Гелий 240 500 000 лет Углерод 930 600 лет Неон 1750 1 год Кислород 2300 6 месяцев Кремний 4100 1 день
Для менее массивных звёзд эти промежутки времени значительно больше. Так, полное время нахождения Солнца на главной последовательности составляет примерно десять миллиардов лет, из них около 4,6 млрд. лет уже прошли. Таким образом, Солнцу предстоит ещё долгий путь, прежде чем оно превратится в красного гиганта и поглотит Землю! ПРОИСХОЖДЕНИЕ ЭЛЕМЕНТОВ
Описанный выше сценарий того, как звезда функционирует в виде ядерного реактора, подготавливает ответ на вопрос: где образуются химические элементы?
Ложка из нержавеющей стали, которой вы едите суп, несомненно, сделана из металла, добытого на Земле. Но откуда он там взялся? Он должен был содержаться в том первичном газовом облаке, из которого сконденсировалась Солнечная система. Но как металл появился там?
Теперь мы понимаем, что элементы могут создаваться в звёздах. Происходящий внутри красных гигантов процесс называется α-процессом, так как присоединение ядра гелия последовательно приводит к появлению все более тяжёлых элементов — 12С, I6O, 20Ne, 24Mg и т.д. Эти элементы образуют так называемую α-цепочку.
За счёт разных процессов в звёздах могут образовываться и элементы, не входящие в эту цепочку. Первое подробное исследование того, как образуются разные ядра в звёздах, было выполнено в 1950 г. Джеффри и Маргарет Бербиджами, Уильямом Фаулером и Фредом Хойлом. Эти астрофизики показали, что в звёздах могут создаваться не только ядра легче группы железа, но и более тяжёлые ядра, а также те, которые не входят в α-цепочку. Мы станем обсуждать детали таких процессов, получивших разные названия: быстрый процесс, медленный процесс, равновесный процесс и т. п. Конечно, чтобы построить ядро, не входящее в α-цепочку, нужно к существующим уже ядрам добавить несколько протонов и (или) нейтронов. Это может произойти на завершающей стадии жизни звезды виде гиганта, когда она уже не может поддерживать равновесное состояние. Но случится ли такое?
Да, как будет показано в гл. 8, звезда действительно достигает такого состояния, когда она уже не может оставаться в равновесии. Она просто взрывается. Действительно, для того, чтобы ядра, образованные глубоко в сердцевинах звёзд, когда-нибудь попали в межзвёздное пространство, необходимо, чтобы звёзды взрывались. Только убедившись в том, что подобное происходит, мы получим полный ответ на вопрос, откуда берутся тяжёлые элементы в межзвёздном газе.
Глава 8 КОГДА ЗВЁЗДЫ ВЗРЫВАЮТСЯ
Пользуясь открытыми в земных лабораториях физическими законами, мы сумели представить себе, как и почему светят звёзды, почему они меняют внешний вид, смещаясь с главной последовательности в область красных гигантов, и как меняется их внутренний состав. Но на этом история не кончается, так как звезда, ставшая красным гигантом, стоит на пороге весьма драматических событий. Прежде чем описать эти события, обратимся к легендам трёх континентов, содержащих фактическое описание наиболее катастрофической стадии жизни звезды. ЛЕГЕНДА О ЗВЕЗДЕ-«ГОСТЬЕ»
Девять веков тому назад астрономы Китая и Японии считали своим долгом скрупулёзно записывать все, что происходит с небесными телами. При этом они преследовали в основном астрологические цели, так как считалось общепризнанным, что если правитель страны сойдёт с пути добродетели и станет плохо себя вести, он будет наказан Богом и в качестве предупреждения в небе должны возникать необычные явления. Таким образом, в обязанности придворных астрономов входило внимательное наблюдение за небесами и доклад о всём необычном.
Наряду с хорошо отлаженными движениями звёзд и не столь регулярными, но все же предсказуемыми, движениями планет, возникали и необычные явления, включавшие затмения Солнца и Луны, падение метеоритов или визиты комет. Но астрономы династии Сун совершенно не были готовы к тому, что они увидели 4 июля 1054 г. (по современному календарю!). Их запись гласит: «В день Чи Чоу на пятом месяце первого года правления Чи Хо в нескольких дюймах к юго-востоку от Тхьен Каун появилась звезда-«гостья». Когда прошло больше года, она угасла».