Пекка Теерикор - Эволюция Вселенной и происхождение жизни

Мощность излучения Солнца 3,90 x 10 26Вт. Если бы эта энергия не возмещалась, Солнце не оставалось бы в равновесии. Теперь мы знаем, что энергия звезд главной последовательности вырабатывается в ядерных реакциях, в ходе которых ядра водорода объединяются в ядра гелия. В маломассивных звездах главной последовательности, включая Солнце, основной реакцией служит протон-протонная цепочка, а в более массивных звездах происходит цепь более сложных реакций.

Эти разные пути превращения водорода в гелий впервые обнаружил немецко-американский физик Ханс Бете (1906–2005) в своих теоретических работах конца 1930-х годов. Эти процессы кратко называют горением водорода (здесь «горение» в смысле ядерного процесса выделения энергии). Бете был одним из тех ученых с еврейскими корнями, кого вынудили покинуть родину. В 1967 году он получил Нобелевскую премию по физике за работы по ядерному синтезу в звездах.

Таблица 19.1. Современные внутренние характеристики Солнца.

Большую часть жизни звезда проводит на главной последовательности, превращая и превращая водород в гелий. Изучая табл. 19.1 с характеристиками недр Солнца, мы видим, что солнечная фотосфера сохраняет свои исходные 73 % массы водорода. Но чтобы построить равновесную модель ядра, нужно взять только 36 % водорода и 62 % гелия. Это согласуется с теоретической картиной, в которой водород в ядре превращается в гелий на протяжении всей жизни Солнца, а в фотосфере слишком холодно для реакций термоядерного синтеза.

Достаточно спокойная жизнь звезд на главной последовательности заканчивается, когда водородное топливо истощается в горячем ядре звезды.

Массивные звезды сжигают свое топливо гораздо быстрее, чем маломассивные, несмотря на то что вначале запас топлива у них был больше. Это означает, что массивные звезды проводят на главной последовательности намного меньше времени, чем, например, Солнце, которое в этой фазе находится 10 млрд лет своей жизни. Причина в том, что запас топлива в звезде пропорционален ее массе, а скорость сгорания топлива (то есть светимость звезды) пропорциональна массе в четвертой степени. Поэтому время жизни звезды главной последовательности с массой, равной 10 массам Солнца, составляет всего 1/1000 от времени жизни Солнца. Звезды с массой в 30 масс Солнца светят ярче Солнца в 140 000 раз и остаются на главной последовательности около 5 млн лет. Маленькие звезды с массой вдвое меньше, чем у Солнца, имеют светимость всего 4 % от солнечной, зато на главной последовательности они остаются очень долго, около 30 млрд лет.

Когда запас топлива в самом центре звезды подходит к концу, ядро звезды начинает сжиматься, и температура в нем от этого повышается. Тогда звезда использует новое водородное топливо из оболочки, окружающей горячее гелиевое ядро. На внутреннем крае водородного слоя он превращается в гелий, который как пепел скапливается в центре звезды. Радиус горящего слоя постепенно растет. Вообще интенсивность энерговыделения в недрах звезды увеличивается со временем, и для того, чтобы иметь возможность излучать эту энергию с возрастающей интенсивностью, звезда раздувает свою поверхность. Ее внешние слои раздуваются настолько, что звезда превращается в красный гигант. Такая судьба ждет и наше Солнце (рис. 19.4).

Рис. 19.4. Через 5 млрд лет Солнце расширится и станет красным гигантом. В конце концов оно заполнит всю внутреннюю область Солнечной системы и проглотит Землю.

После главной последовательности температура в ядре звезды повышается. Значение максимальной температуры зависит от массы звезды. В табл. 19.2 приведен список основных ядерных реакций, генерирующих энергию при разных температурах. Первая строка соответствует стадии главной последовательности.

Для того чтобы звезда успешно прошла через все стадии ядерного синтеза, указанные в этой таблице, ее начальная масса должна быть по крайней мере в 15 раз больше, чем у Солнца. В менее массивных звездах температура никогда не поднимается достаточно высоко для синтеза кремния. Горение углерода и реакции, возможно, следующие за этим, требуют, чтобы звезда была хотя бы втрое массивнее Солнца. Звезда с массой в четверть массы Солнца или еще меньше никогда не уйдет дальше горения водорода и останется гелиевой звездой. Звезды, масса которых заключена между 1/4 и 3 массами Солнца, начинают сжигать гелий на поздней стадии своей эволюции и превращаются в углеродно-кислородные звезды. Дальше этой ядерной реакции они уже никогда не смогут продвинуться.