Выгорание - водород
Cтраница 2
Весьма длительная стабильность Солнца связана прежде всего с относительно невысокой скоростью процесса, приводящего к выгоранию водорода и превращению его в гелий. Заметим, что в настоящее время на долю водорода приходится 71 % массы Солнца, на долю гелия - 27 %; оставшиеся 2 % приходятся на более тяжелые элементы: углерод, азот, кислород и др. Принципиальное значение для стабильности Солнца ( как, впрочем, и любой звезды) имеет устойчивый характер равновесия между сжимающими Солнце силами гравитации и стремящимися взорвать Солнце силами внутреннего давления. Устойчивости равновесия грозят накопление в недрах Солнца непрерывно высвобождающейся в термоядерных реакциях энергии. Поэтому весьма важен механизм отвода высвобождающейся энергии, переноса ее к поверхности светила и выбрасывания в космическое пространство. Чтобы понять этот механизм ( точнее, механизмы), нужно познакомиться с внутренним строением Солнца. [16]
Из экспериментальных данных, так же как и из теоретических соображений, следует, что скорость выгорания водорода в звездах главной последовательности в большой степени зависит от размеров последних. Однако самые большие звезды начала главной последовательности расходуют водород со скоростью, которая истощила бы их запасы в течение 10е лет. Отсюда с очевидностью следует, что звезды, находящиеся в нашей Галактике ( и других), должны иметь различный возраст и что энерговыделение звезд за счет превращения водорода не может продолжаться бесконечно. [17]
Для маломассивных звезд сМ 2 25 Л / 0 урожденным оказывается уже гелиевое ядро, образующееся после выгорания водорода в центре и ухода звезды с ГП. Для звезд промежуточной массы с 2 25 М / Ме 8 гелиевое ядро не вырождено, но вырожденным является образующееся после выгорания гелия углеродное ядро, а при А / ( 8 - Ю) Л / о вырождение наступает на стадии кислородно-неоно-маг-ниевого ядра. [18]
Имеет место в вырожденных гелиевых ядрах образующихся у звезд с начальной массой М 2 25М & ( см. § 33) после выгорания водорода в центре. Результатом гелиевой вспышки является снятие вырождения в ядре и переход в состояние спокойного горения гелия ( см. рис. 89) Во время гелиевой вспышки всегда т т /, и статическое равновесие почти не нарушается. [19]
Более того, в настоящее время мы не можем даже сказать более или менее точно, сколько звезд в ходе своей эволюции должно прийти в состояние с такой высокой плотностью. Еще не решены проблемы, касающиеся выгорания водорода и гелия и превращения легких элементов в тяжелые. Еще предстоит выяснить, какое количество вещества выбрасывается из звезд при взрывах, проанализировать вопрос о том, как сказывается на всех таких процессах вращение звезд, а также с какой скоростью момент импульса звезды теряется при ее взаимодействии с магнитными полями космических масштабов. [20]
В звездах с М 0 8 Л / о выгорание водорода сопровождается ростом плотности в центре звезды и приближением ядра к вырожденному состоянию. Звезда становится красным гигантом. Вырожденное ядро неустойчиво относительно гелиевой вспышки. Телиевая вспышка в ядре приводит к его расширению и снятию вырождения; при этом сгорает не более 1 % гелия. [21]
Начальный момент синтеза элементов имеет, по-видимому, место в молодых, новообразовавшихся звездах, которые состоят в основном из водорода. При этом первичным процессом возникновения элементов является образование из гелия водорода в ходе так называемой протон-протонной реакции ( водородный цикл) при температуре около 107 К, происходящей внутри ( в ядре) звезды в результате ее сжатия. Последующее выгорание водорода в гелий в оболочке звезды происходит путем углеродно-азотного цикла. Для звезд так называемой главной последовательности, к числу которых относится и Солнце, превращение водорода в гелий является основным процессом ядерного синтеза, обеспечивающим их энергию и светимость. [22]
Скорости выделения Н2О максимальны в начальный момент регенерации и в дальнейшем монотонно уменьшаются. При этом водород, как уже отмечалось, выгорает быстрее углерода. Преимущественное выгорание водорода, по-видимому, связано с его неравномерным распределением в объеме коксовых частиц, которое создается в процессе их формирования. [23]
Солнца, или около 8 % от всего водорода, находящегося в нем. Чем старше Солнце, тем больше накапливается в нем гелия, относительное количество которого может даже служить мерилом звездной старости. Скорость выгорания водорода на различных глубинах Солнца неодинакова, и в центре его, где температура особенно высока, водород исчезнет раньше, чем в остальной толще. На поверхности Солнца, где температура всего лишь 6000 С, образование гелия не идет совсем. [24]
Возраст звезд определяют в сущности по степени выгорания в них водорода. Вначале звезды состоят из водорода и примеси тяжелых элементов, причем в центре звезды происходят ядерные реакции. По мере выгорания водорода в центре область, в которой происходит реакция, расширяется. По мере ее расширения несколько возрастает светимость. Наконец, звезды достигают такого этапа, когда их характер начинает радикально изменяться. Происходит сильное расширение, и они превращаются в красных гигантов. [25]
Водород горит очень маленьким, почти незаметным пламенем. Горение водорода сопровождается своеобразным гудением, тон которого становится все выше и выше. По мере выгорания водорода в банку снизу поступает воздух. Когда концентрация водорода в банке становится критической, раздается сильный взрыв и банка подскакивает высоко вверх. [26]
Самым эффективным механизмом затухания является нейтринная аннигиляция электрон-позитронных пар. Но этот механизм играет заметную роль при Т 109 К; при более низких температурах затухания нет. Поскольку флуктуации температуры в звезде будут весьма велики, ядерные реакции ( выгорание водорода) будут протекать довольно хаотичным образом. Оценка реального характеристического времени ядерного выгорания довольно сложна; однако для согласования полученного результата со спорадическими вариациями яркости в ЗС 273 следует принять характеристическое время выгорания равным примерно 1 году. [27]
Как указывалось ранее, в звездах, образованных при конденсации чистого водорода, синтез элементов с Z, большим, чем у железа и никеля, невозможен. Наблюдаемое отсутствие или по крайней мере очень малая распространенность тяжелых элементов в некоторых звездах древнего происхождения согласуется с представлением о том, что они являются звездами первого поколения. Возникает вопрос, как появляются звезды, подобные нашему Солнцу, которые находятся еще на стадии выгорания водорода, но содержат и значительные количества тяжелых элементов. Предполагают, что они образованы при конденсации облаков межзвездного газа, являющегося продуктом разрушения более старых звезд. Известно, что звезды различных типов излучают материю в межзвездное пространство. Однако выброс наибольшего количества вещества наблюдается при взрывах сверхновых. Известно два тина сверхновых звезд. Сверхновые, относящиеся к так называемому типу II, характерны для звезд с низким содержанием тяжелых элементов. Интенсивность свечения таких звезд после вспышки довольно быстро спадает, и таким образом завершается судьба звезд первого поколения. [28]
Когда температура в недрах звезды достаточно возрастет, там станут происходить ядерные реакции и она перестанет сжиматься. Начинается следующий этап эволюции звезды, на котором ее свечение поддерживается за счет освобождения внутриядерной энергии. Водород в звезде в ходе термоядерных реакций постепенно превращается в гелий, причем предполагают, что это превращение ограничивается лишь центральными областями звезды. Процесс выгорания водорода был описан выше. В § 7 рассказывалось также о реакциях, которые могут идти после выгорания водорода. За выгоранием водорода следует сжатие звезды, вызывающее дальнейшее повышение температуры в ее недрах. Оно прекращается после того, как начинается выгорание гелия и реакции между другими тяжелыми ядрами. [29]
 |
Полуостров воспламенения. [30] |
Страницы: 1 2 3