От чёрных облаков к чёрным дырам

Нарликар Джаиант

Второе важное обстоятельство, связанное с массой звезды, это тот путь, по которому протекают термоядерные реакции в её центре. Есть два способа достичь слияния ядер водорода в ядро гелия. В звёздах малой массы наиболее эффективной оказывается так называемая p—p цепочка. Она состоит из следующей совокупности реакций:

p + p– > ²H + e⁺ + ,

²H + p– > ³He + излучение,

³He + ³He -> ⁴He + 2p.

В

приведённых реакциях происходит последовательное добавление протонов, почему весь процесс и получил название p—p цепочки. Заметим, что окончательным результатом этой цепочки реакций является превращение четырёх протонов в ядро гелия.

В звёздах большой массы этот процесс не очень эффективен и заменяется другим, названным CNO-циклом, в котором ядра углерода (С), азота (N) и кислорода (О) играют роль катализаторов. В химической или ядерной реакции катализаторы являются посредниками, ускоряющими ход реакции, но в конце процесса катализатор остаётся в целости. Именно так происходит в приводимой ниже CNO-цепочке:

¹²C + p– > ¹³N + излучение,

¹³N -> ¹³C + e⁺ + ,

¹³C + p– > ¹⁴N + излучение,

¹⁴N + p– > ¹⁵O + излучение,

¹⁵O -> ¹⁵N + e⁺ + ,

¹⁵N + p– > ⁴He + ¹²C.

Чтобы эти процессы заработали, требуется наличие небольших количеств ядер С, N, О, особенно ядер ¹²С ⁸⁰¹. В конце цикла содержание С, N, О в звезде остаётся, однако, прежним. Критическая черта, отделяющая звёзды большой массы от звёзд малой массы, не является резкой и находится в области где-то вблизи М. Таким образом, Солнце и менее массивные звёзды используют водородное топливо в p—p– цепочке, а более массивные, чем Солнце, звёзды в основном используют CNO-цикл.

801 Таким образом, CNO-цикл заранее предполагает наличие в звезде элементов, тяжелее ¹H и ⁴He. В гл. 7 мы вернёмся к этому вопросу.

Реакции, входящие как в p—p– цепочку, так и в CNO-цикл, происходят с разной скоростью. На самом деле, первая реакция в обоих процессах является самой медленной и определяет общую скорость синтеза. Характерное время колеблется от нескольких миллиардов лет для звёзд очень малой массы до сотен миллионов лет для сверхмассивных звёзд.

Далее мы увидим, что после завершения синтеза гелия в центре звезды начинается образование более тяжёлых ядер. Но эти процессы происходят существенно быстрее, чем синтез гелия. Следовательно, в течение большей части жизни звезды внутри неё синтезируется гелий. Возвращаясь к диаграмме Г—Р (рис. 45), мы видим, что в этом заключается причина того, почему главная последовательность содержит больше всего точек. Именно в звёздах на главной последовательности медленно, но непрерывно работает термоядерный реактор, превращающий водород в гелий.

Рис. 45. Диаграмма Г—Р

Соотношение масса — светимость для звёзд главной последовательности имеет вид

L ~ Mⁿ,

где n=1,6 для звёзд малой массы (М М) и п = 5,4 для звёзд большой массы (М М).

Следовательно, если мы «поднимаемся» по главной последовательности от её конца В к другому концу А, нам встречаются звёзды все большей и большей массы и все большей и большей светимости. Можно провести и расчёты поверхностной температуры для моделей звёзд разной массы и проверить, согласуется ли вычисленная таким способом поверхностная температура с тем, что указано на диаграмме Г—Р. Такое вычисление обеспечивает проверку правильности теории в целом.

Признаком большого успеха современных вычислений является очень хорошее согласие между теорией и наблюдениями. В наши дни астрофизик, исходя из уравнений Эддингтона и используя наилучшие из имеющихся данных атомной и ядерной физики, осуществляет с помощью ЭВМ решение ряда дифференциальных уравнений. Действительно, многие тонкие теоретические детали звёздных моделей невозможно выяснить без помощи быстрых ЭВМ.

Можно осуществить и другую, экспериментальную проверку таких моделей, однако, мы отложим обсуждение этого вопроса до гл 11. КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ

Как бы ни был велик источник ядерной энергии внутри Солнца, он конечен и рано или поздно иссякнет. То, как это может произойти, видно из рис. 46. В звезде появилось центральное ядро, первоначально состоявшее из водорода, но теперь благодаря работе термоядерного реактора превратившееся в гелиевое. Напомним, что для работы реактора необходима достаточно высокая температура. Не забудем также, что температура в звезде падает от центра наружу.

Рис. 46. В конце фазы нахождения на главной последовательности у звезды имеется гелиевая сердцевина и оболочка из водорода

Итак, на рис. 46 показана следующая ситуация. Внутри сердцевины звезды температура достаточно высока, так что реактор может работать, но там уже для него не осталось топлива. Вне сердцевины, в оболочке, полно водородного топлива, но там недостаточно горячо для того, чтобы этот водород смог принять участие в процессе синтеза. Таким образом, создаётся впечатление, что звезда подошла к моменту смерти, если иметь в виду её активную жизнь. С Солнцем подобное случится тогда, когда оно переработает в гелий 12% своего водорода.

Однако этот тупик временный, и проблема решается следующим образом.

Напомним (см. гл. 6), что за счёт генерации энергии в центре звезды обеспечиваются высокие температуры и давления, противодействующие силе тяготения. Если же источник энергии отключается, уже невозможно поддерживать давление на прежнем уровне. Хотя вся звезда чувствует возникший дисбаланс, последствия его наиболее серьёзны, естественно, для гелиевой сердцевины. Не имея возможности противостоять сжатию под действием собственных сил тяготения, сердцевина начинает сокращаться. Благодаря этому процессу в жизни звезды открываются новые интересные перспективы.