Строение звезд. Недра звезд как естественный термоядерный реактор. Происхождение химических элементов.

При знакомстве со спектральной классификацией звезд может возникнуть вопрос, имеют ли звезды одного и того же спектрального класса, а тем более подкласса одни и те же массы, размеры, светимости? Что на этот счет дают наблюдения?

Сравним две звезды: далекую, но яркую Бетельгейзе и одну из ближайших к нам звезд Лаланд 21185. Обе звезды относятся к одному и тому же спектральному подклассу М2. В то же время по светимости Бетельгейзе в 3000 раз превосходит Солнце, а звезда Лаланд 21185 в 200 раз уступает ему.

Огромная светимость Бетельгейзе обусловлена чрезвычайно большими размерами. Светоносная поверхность этой звезды превосходит по площади солнечную фотосферу в 100 000 раз! Бетельгейзе – красный сверхгигант.

Наряду с красными сверхгигантами встречаются белые и голубые сверхгиганты: Канопус (α Киля), Денеб (α Лебедя), Регул (α Льва), Ригель (β Ориона) и др. Однако сверхгиганты – это сравнительно редкие звезды. Гораздо больше гигантов, светимость которых уже не в десятки тысяч, а в сотни раз превосходит солнечную. Типичными гигантами являются Антарес (α Скорпиона), Спика (α Девы), Ахернар (α Еридана), Капелла (α Возничего) и др. Еще более многочисленными звездами являются такие, как наше Солнце. И наконец, больше всего звезд-карликов, светимость которых в сотни и тысячи раз уступает светимости Солнца. И все же мощность потока излучения даже звезд-карликов трудно себе представить – так она велика! Например, мощность Солнца составляет 3,6 · 10 Вт. Что же является источником такой огромной энергии? В науке этот вопрос решался параллельно с вопросом внутреннего строения и эволюции звезд.

Для решения столь сложной проблемы одной спектральной классификации звезд оказалось недостаточно, ведь в один и тот же спектральный класс попадают звезды весьма различной светимости.

В начале ХХ в. датский астрофизик Герцшпрунг и американский астрофизик Рессел построили диаграмму, которую для краткости обозначают символом Г-Р. На диаграмме Г-Р по оси абсцисс строится шкала температур или спектральных классов звезд, а по оси ординат – либо шкала светимости, либо шкала абсолютных звездных величин. Обе эти характеристики служат координатами точки для каждой звезды.

Оказалось, что звезды неравномерно заполняют диаграмму, а попадают в определенные области, образуя так называемые последовательности. Все последовательности обозначены на рис. цифрами. Большинство звезд образует главную последовательность (1), вытягиваясь чуть изогнутой цепочкой от левого верхнего угла диаграммы к правому нижнему углу. Таким образом, главная последовательность начинается с голубых сверхгигантов и кончается красными карликами. К звездам главной последовательности относится и Солнце, светимость которого принимается за единицу. К верхней части главной последовательности слева примыкают звезды типа Вольфа-Райе (2). Под ними правее находятся горячие субкарлики (3). Еще ниже и правее расположена последовательность белых карликов (4). Правый верхний угол диаграммы занимают красные сверхгиганты (5). Ниже расположена последовательность красных гигантов (6), переходящая в последовательность субгигантов (7). Между гигантами и главной последовательностью располагаются две последовательности переменных звезд: цефеиды (8) и звезды типа RR Лиры. Эти звезды периодически меняют свой блеск – пульсируют, то раздуваясь, то сжимаясь.

Название “цефеиды” происходит от их типичного представителя δ Цефея. Блеск цефеид меняется от одной до трех звездных величин с периодом в несколько суток, который остается строго постоянным.

Следует отметить, что период изменения блеска цефеид пропорционален их светимости. В то же время они относятся к гигантам и сверхгигантам и видны на очень больших расстояниях. Именно поэтому их называют “маяками Вселенной”.

Переменные типа RR Лиры раньше называли коротко периодическими цефеидами. Их блеск меняется в пределах одной звездной величины с периодом от нескольких часов до 1,2 сут.

Под красными гигантами справа от главной последовательности находится последовательность звезд типа Т Тельца (10). Эти звезды характерны яркими эмиссионными линиями в спектре и беспорядочным изменением блеска.

До начала 30-х годов ХХ в. вопрос об источниках энергии звезд оставался неясным. Поэтому попытки создать теорию эволюции звезд основывались на общих соображениях о том, что всякий источник энергии не может быть бесконечным. Следовательно, каким бы он ни был, он рано или поздно должен себя исчерпать. Отсюда напрашивался вывод, что наиболее горячие звезды являются сравнительно молодыми. По мере расходования энергии они продвигаются по главной последовательности вниз и, постепенно остывая, достигают области красных карликов. В связи с этими соображениями спектральные классы 0, В и А стали называть “ранними”, а К и М “поздними” по отношению к классам F и G.

30-е годы текущего столетия были отмечены большими успехами ядерной физики. Теоретические работы в этой области показали, что при температурах порядка нескольких миллионов кельвинов возможны термоядерные реакции, в ходе которых ядра легких элементов, сливаясь, образуют ядра более тяжелых элементов. При этом масса покоя частиц уменьшается и выделяется энергия в 3,5 раза больше на один нуклон, чем при ядерных реакциях деления.

То, что реакция деления ядер тяжелых элементов не могут быть источником энергии звезд, было совершенно очевидно, поскольку радиоактивный распад, являясь спонтанным процессом, не зависит от внешних условий, в частности от спектрального класса звезд, а это противоречит наблюдениям. Только термоядерные реакции, как источник энергии звезд, согласуются с астрофизическими данными.

Естественно, возникал вопрос, достигает ли температура в недрах звезд такого уровня, при котором термоядерные реакции становятся возможными, т.е. порядка 10 К? Но именно к такому значению температуры приводил расчет газовой модели Солнца.

Теория термоядерных источников энергии, освобождающейся в недрах звезд, была в основных чертах разработана в 1939 г. американским физиком Бете. Согласно этой теории в подавляющем большинстве случаев “топливом”, поддерживающем излучение звезд, является водород, а точнее, его ядра – протоны. Выделение энергии происходит в ходе такого цикла термоядерных реакций, когда из четырех протонов с помощью последовательных превращений образуется одно ядро гелия.

Цикл начинается взаимодействием двух протонов при их сближении на расстояние около 1 фм. Правда, такому сближению препятствуют электростатические силы отталкивания. Но при огромных температурах, которые господствуют в недрах звезд, всегда найдется достаточно большое число частиц, обладающих необходимой для этого кинетической энергией. На расстоянии 1 фм между протонами начинают действовать ядерные силы притяжения, которые на единицу массы в 100 раз превосходят электромагнитные силы. В результате слияния двух протонов образуется ядро тяжелого водорода – дейтерия. Вся реакция сопровождается испусканием позитрона, уносящего избыточный положительный заряд и нейтрино:

Н + Н → D + ē + ν.

Ядро тяжелого водорода, вступая в реакцию с протоном, образует ядро изотопа гелия Не с испусканием γ-кванта:

D + Н → Не + γ.

В дальнейшем цикл может иметь различные варианты в зависимости от состава плазмы и ее температуры. Обычно все заканчивается взаимодействием двух изотопов Не:

Не + Не → Не + Н + Н.

Другие варианты дают реакции:

Не + Не → Ве + γ.

Ве + е → Li + ν,

Li + Н → Не + Не,

или

Ве + Н → В + е + γ,

В → Ве + е + ν,

Ве → Не + Не.

Как видно из реакций, из четырех протонов так или иначе образуется одно ядро гелия.

Условия, необходимые для термоядерных реакций, реализуются только в центральной области Солнца, радиус которой не превышает 230 000 км (0,3R). Далее простирается промежуточный слой, толщиной в 280 000 км. В нем энергия из центральной области на периферию переносится излучением. Возникающие при термоядерных реакциях γ-кванты многократно поглощаются и переизлучаются в промежуточном слое. Происходит как бы дробление их энергии на энергию миллионов фотонов светового диапазона. Следующий слой, верхней границей которого является фотосфера, называют конвективной зоной. Через эту зону энергия наружу передается конвекцией (перемешиванием) солнечной плазмы.

Иное строение имеют звезды верхней части главной последовательности. Их масса превосходит массу Солнца и поэтому температура в центральных областях этих звезд значительно выше. В центре белых и голубых гигантов при температуре 10 К водород быстро выгорает, и начинается “горение” гелия. Термоядерные реакции такого типа называют тройным α-процессом, конечным продуктом которого является углерод С. Выделение энергии столь бурно возрастает, что излучение “не успевает” выносить ее наружу, и в центре звезды образуется конвективное ядро.

При дальнейшем повышении температуры начинается очень важная реакция с испусканием нейтрона:

С + С → М + n.

Свободный нейтрон легко проникает в любое ядро и тем самым увеличивает его массу. Образовавшийся при этом изотоп в процессе β-распада превратится в элемент с большим порядковым номером. Так в недрах звезд образуются все более массивные ядра химических элементов вплоть до ядер железа. Образованием железа кончается цепочка термоядерных реакций с выделением энергии.

Однако при температуре 2 · 10 К возможны многочисленные реакции с испусканием свободных нейтронов. Когда нейтронов в единице объема окажется достаточно много, могут образоваться ядра элементов конца таблицы Менделеева, что сопровождается уже не выделением, а поглощением энергии.

Таким образом, одновременно с решением проблемы звездной энергетики проясняется вопрос о происхождении химических элементов во Вселенной.