Каталог сайтов Arahus.com
назад содержание далее

6. ГОРЕНИЕ ГЕЛИЯ. КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ

    Когда температура в центральной части звезды, содержащей гелий, достигает 108 K, включается новая ядерная реакция - горение гелия. В это время плотность центрального ядра составляет (104 - 105) г/см3. Особенность реакций горения гелия заключается в том, что основная реакция 4He + 4He 8Be + γ. приводит к образованию неустойчивого ядра 8Be, время жизни которого ~ 10-16с. Другие же реакции с участием двух ядер гелия происходят с поглощением энергии. Однако из-за высокой плотности ядер 4He оказывается, что прежде чем ядро 8Be снова распадется на две α-частицы, оно успевает провзаимодействовать с еще одним ядром 4He (так называемый “тройной” α -процесс) с образованием изотопа 12C в возбужденном состоянии:

4He + 4He + 4He 8Be + 4He 12C* 12C + γ.

(24)

На скорость реакции 8Be + 4He существенное влияние оказывает то, что энергия Q реакции 8Be(4He,γ)12C, равная 7.37 МэВ, располагается вблизи второго возбужденного состояния ядра 12C с энергией 7.65 МэВ (Jp = 0+) (рис.21). То есть реакция имеет резонансный характер, что существенно увеличивает её скорость.
    Наличие возбужденного состояния вблизи энергии 7.4 МэВ впервые было предсказано астрофизиками для объяснения необходимой скорости образования ядер 12C. В дальнейшем при более тщательном исследовании спектра возбужденных состояний ядра 12C такое состояние действительно было обнаружено.


Рис. 21. Энергетические уровни ядер 12C, 16O, 20Ne и 24Mg.

    Тройной - процесс эффективно происходит при температурах ~ 100 - 200 млн K. Поэтому процесс горения гелия начнется лишь тогда, когда в результате гравитационного сжатия в центре звезды будут достигнуты такие температуры.
    По мере накопления ядер 12C они начинают вступать во взаимодействие с 4He с образованием ядер 16O:

12C + 4He 16O + (Q = 7.16 МэВ).

(25)

Из таблицы 17 (ЗАКЛЮЧЕНИЕ) видно, что так называемые N· - ядра 12C, 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si и 32S более распространены по сравнению с соседними. Они образуются при последовательном подхвате - частиц (рис. 22):

16O + 20Ne +

(Q = 4.73 МэВ),

(26)

20Ne + 24Mg +

(Q = 9.31 МэВ),

24Mg + 28Si +

(Q = 9.98 МэВ),

28Si + 32S +

(Q = 6.95 МэВ).


Рис. 22. - Процесс в звездах. Приведены нижние уровни ядер 8Be, 12C и 16O.

   Как далеко будет заходить этот процесс, зависит от величины сечений (, ) реакций при тепловых энергиях. Наличие возбужденных состояний в спектрах образующихся ядер в околопороговой области сильно влияет на скорость образования элементов. В частности, на скорость образования ядер 16O в реакции (25) будет оказывать влияние уровень при энергии 7.12 МэВ в ядре 16O, расположенный вблизи порога - распада этого ядра (рис. 21). Однако непосредственное изучение реакции (25) с образованием уровня 7.12 МэВ в ядре 16O невозможно, так как система 12С + даже при нулевой энергии сталкивающихся частиц обладает большей энергией (7.16 МэВ). Для того, чтобы оценить скорость протекания реакции (25) была изучена другая реакция: 12C + 6Li 16O + d. Механизм протекания этой реакции описывается как передача - частицы от ядра 6Li ядру 12C с образованием возбужденного состояния с E = 7.12 МэВ ядра 16O. Величина - частичной ширины этого состояния оказалась достаточной для объяснения требуемой скорости протекания реакции. Скорость реакции 16O + 20Ne + мала. Из рис. 21 видно, что в ядре 20Ne вблизи порога реакции расположен уровень E = 4.97 МэВ (Jp = 2-). Однако структура волновой функции этого состояния слабо перекрывается с волновой функцией, описывающей систему 16O + . Скорость реакции 16O + 20Ne + существенно увеличивается при температурах выше (7 - 8)·108 K, так как при этих температурах начинают сказываться возбужденные состояния ядра 20Ne, имеющие подходящую структуру. Поэтому продолжение цепочки образования N· - ядер в область N > 5 возможно лишь в массивных звездах с высокой температурой в центре.
    Следует учесть также то обстоятельство, что Q реакции 20Ne(, )24Mg оказывается расположенной в области энергий возбуждения ядра 24Mg, характеризующейся большим количеством резонансов. Поэтому ядра 20Ne будут быстро сгорать в реакции 20Ne + 24Mg + . Для решения вопроса о том, какая доля ядер 20Ne образуется в реакции горения 16O, необходим более тщательный анализ экспериментальных данных и экстраполяция их в область энергий взаимодействующих частиц ~ сотни кэВ.
    Таким образом, реакции горения гелия приводят к образованию в центре звезды плотного ядра, состоящего преимущественно из углерода и кислорода. После водорода и гелия углерод и кислород являются наиболее распространенными элементами в звездах главной последовательности, составляя соответственно 0.39% и 0.85%. Поэтому анализ отношения числа ядер 12C и 16O, получающегося при горении гелия, является важной задачей. Очевидно, что это отношение сильно зависит от скорости реакций (24) и (25). Если реакция (25) протекает быстрее, чем реакция (24), то в результате горения гелия образуется сравнительно мало углерода. Если скорость реакции (24) выше скорости реакции (25), то 16O образуется в существенно меньшем количестве.
    Сечение реакции 3 12C было измерено во многих лабораториях и в настоящее время имеются согласованные данные о сечении этой реакции. По сечению реакции 12C + 16O + экспериментальные данные менее надежны, что затрудняет их экстраполяцию в область низких энергий (E0 ~ 0.3 МэВ, T = 2 ·108 K), при которых эта реакция протекает в звездах. В связи с этим имеется неоднозначность не только в описании распространенности изотопов 12C и 16O, но и в последующей эволюции элементного состава в звездах.
    В звезде, образующейся после сгорания гелия, 2 - 3% составляют изотопы 18O и 22Ne - продукты захвата 4He изотопами 14N и 18O:

14N + 18F +

(Q = 4.42 МэВ)

(27)

18F 18O + e+ + e

(Q = 1.1 МэВ, T1/2=110 мин),

18O + 22Ne +

(Q = 9.67 МэВ).

    Сгорание 4He с изотопом 18O дает начало последовательности ядерных реакций с образованием нейтронов в конечном состоянии:

18O +

21Ne + n

22Ne +

Q = -0.69 МэВ
Q = 9.67 МэВ

(28)

22Ne +

25Mg + n
26Mg +
Q = -0.48 МэВ
Q = 10.61 МэВ

25Mg +

28Si + n

Q = 2.65 МэВ

26Mg +

29Si + n

Q = 0.03 МэВ.

    Таким образом, уже на этой стадии эволюции звезды необходимо учитывать ядерные реакции, происходящие под действием нейтронов.
    По мере истощения запасов водорода в центре звезды и образования в центре гелиевого ядра процесс горения водорода постепенно перемещается к периферии звезды. При этом плотность гелиевого ядра продолжает увеличиваться за счет гравитационного сжатия и температура его резко возрастает. Увеличение темпа излучения приводит к увеличению размеров внешней оболочки в десятки и сотни раз, что влечет за собой падение температуры внешних слоев звезды. В итоге звезда сходит с главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга - Рассела и перемещается в область красных гигантов. Горение гелия происходит гораздо быстрее, чем водорода, поэтому красные гиганты на диаграмме Герцшпрунга - Рассела встречаются сравнительно редко. По современным представлениям Солнце должно превратиться в красный гигант через 5·109 лет. Размеры Солнца в стадии красного гиганта увеличатся настолько, что под его внешней поверхностью окажутся такие планеты Солнечной системы как Меркурий и Венера.
    На рис. 23 показано, как меняется температура поверхности и светимость звезды с M = 5M на этапах горения водорода в центральной части, образования красного гиганта и горения гелия в центральной части. На графике нанесены интервалы времени, необходимые для перемещения от одной точки диаграммы к другой.
    На рис. 24 показано внутреннее строение звезды с M = 5M в зависимости от возраста. Заштрихованные участки соответствуют ядерным реакциям горения водорода (обозначение H He) и гелия (обозначение He C). Конвективные зоны обозначены точками. Цифры на рис. 24 соответствуют цифрам на рис. 23. По вертикальной оси отложена доля массы звезды, вовлеченная в соответствующий процесс.
    В точке 1 начинается горение водорода с образованием гелия. Ядерная реакция охватывает примерно 7% общей массы звезды.


Рис. 23. Эволюция звезды с массой, равной пяти массам Солнца.

Рис. 24. Внутреннее строение звезды с массой 5M как функция возраста. Заштрихованы области протекания ядерных реакций. Конвективные зоны отмечены точками.

Конвективная оболочка содержит около 20% массы звезды. В точке 4 заканчивается горение водорода в центре и ядерная реакция перемещается во внешний слой. В точке 7 начинается горение гелия в центре звезды. Наряду с этим существует тонкий внешний слой, в котором продолжаются реакции горения водорода. В точке 11 истощаются запасы гелия в центре звезды. Процесс горения гелия постепенно перемещается во внешние слои. Концентрация гелия в центре звезды падает до нуля. В центре звезды оформилось углеродное ядро. Начиная с точки 12, происходит все большее перемещение реакций горения гелия за внешние слои. При этом формируется широкая внешняя конвективная зона.

назад содержание далее
Используются технологии uCoz