Первое открытие

Когда массы атомов были измерены с гораздо большей точностью, чем раньше, было обнаружено, что при слиянии двух или более ядер легких элементов или при дроблении ядер очень тяжелых элементов может быть получен беспрецедентно большой выход энергии. Эти результаты сведены воедино на рис. 21. Наиболее прочно связанные ядра имеют атомные веса между 50 и 65. Более легкие ядра менее прочно связаны, потому что отношение поверхности к объему у них больше, а нуклон на поверхности ядра удерживается слабее, чем внутри. (Под «нуклоном» я подразумеваю просто ядерную частицу — нейтрон или протон.) С другой стороны, связи в более тяжелых ядрах слабее из-за влияния электростатического отталкивания, усиливающегося с зарядом ядра. Эти два совершенно различных физических эффекта слабее всего сказываются в области атомных весов от 50 до 65. В середине этой области находится элемент железо, и его изотоп железо-56 (26 протонов, 30нейтронов)—это одно из наиболее прочно связанных ядер. Оказывается, что железо столь распространено в привычном нам мире именно потому, что его ядро наиболее прочно связано.

Image

Начало этому открытию положили в 1920 г. работы Астона. Но уже раньше стало ясно, что в звездах должен существовать источник энергии, гораздо более мощный, чем какой-либо из традиционных источников; уголь и нефть, например, в миллион раз менее эффективны. Когда результаты, приведенные на рис. 21, стали известны, естественно было сделать вывод, что внутри звезд должны происходить процессы ядерных превращений. Существовало две возможности: либо легкие элементы сливаются в более тяжелые, либо тяжелые элементы распадаются на более легкие.

Джине предпочел дробление тяжелых элементов на том основании, что возможность синтеза легких элементов экспериментально не была доказана, тогда как дробление было известным явлением для всех элементов тяжелее висмута. Эддингтон занял противоположную позицию, показав своими расчетами, что решающим фактором в этом вопросе является внутренняя температура звезд, а если в звездах идут процессы дробления, то это было бы маловероятно. Для физиков того времени аргументы Эддингтона выглядели неубедительными, ибо вычисленные им температуры, порядка 20 миллионов градусов, казались слишком низкими, чтобы оказывать существеннее воздействие на скорость слияния ядер. Это было еще до того, как развитие квантовой теории привело к установлению важного обстоятельства, что электрический заряд ядра не полностью защищает его от столкновений с другими ядрами даже при «низких» температурах, полученных Эддингтоном. Правильный способ учета таких столкновений впервые был разработан Гамовым, и в результате построенной им теории вскоре стало ясно, что Эддингтон, в конце концов, не так уж ошибался. В действительности же оказалось, что Эддингтон был совершенно прав. Но все это выяснилось позднее. В 1920 г., когда дела шли не слишком блестяще, Эддингтон ответил своим критикам, что если недра звезд недостаточно горячи для слияния ядер, то пусть они пойдут и поищут местечка потеплее.

Если развитие квантовой теории решительно изменило всю теоретическую физику, то в области эксперимента положение изменилось с открытием возможности искусственного превращения элементов путем бомбардировки их протонами средней энергии. Физики смогли ответить на вопрос, поставленный расчетами Эддингтона: какие ядерные реакции внутри звезд могут обеспечить значительный выход энергии при температурах, не превышающих 20 миллионов градусов. Ответ был дан, с одной стороны, Бете и Кричфилдом, развившими более ранние работы Аткинсона и Хоутерманса, с другой — Гамовым и Теллером. Выяснились две возможности, которые получили название протон-протонной цепочки и углеродно-азотного цикла. В последующие годы были уточнены отдельные детали, но в принципе картина не изменилась. Ход реакций показан на рис. 22 для протон-протонной цепочки и на рис. 23 для углеродно-азотного цикла. Оба процесса приводят к превращению водорода в гелий в точности так, как и предполагал Эддингтон еще в 1920 г.

Image

Выход энергии при превращении водорода в гелий огромен. Превращение всего лишь 10% массы Солнца дало бы достаточно энергии для поддержания свечения Солнца на современном уровне в течение 10 миллиардов лет, что примерно вдвое больше возраста солнечной системы.

Взглянем на звезды, в которых происходят эти процессы. На фото XXXIII показано хорошо известное скопление Плеяды, легко заметное невооруженным глазом. Самые яркие звезды на фото XXXIII «работают» в основном на углеродно-азотном цикле. Фото XXXIV и XXXV изображают участки Млечного Пути. Большинство звезд на этих фотографиях «работает» на протон-протонной цепочке. Чем определяется степень эффективности каждого из этих двух процессов? Очевидно, температурой. При низких температурах (порядка 10 миллионов градусов) преобладает протон-протонная цепочка; при более высоких (выше 20 миллионов градусов)—углеродно-азотный цикл. Расчетами Эддингтона уже было показано, что низкие температуры существуют в слабых звездах малой массы, а высокие — в ярких, массивных звездах.

Image

Звезды обладают важным свойством, радикально отличающим их от привычных нам предметов окружающего мира. Отнимите тепло от обычного предмета, и он, естественно, охладится. Отнимите энергию от звезды, и она, вопреки ожиданиям, нагреется! Это различие возникает из-за того, что гравитационное поле звезды сжимает ее, что приводит к увеличению температуры. Предположим теперь, что внутри какой-либо звезды не происходит превращения водорода в гелий, ибо температура слишком низка. Излучение энергии в пространство поверхностью звезды представляет собой потерю энергии, и в соответствии с тем, что я только что сказал, звезда должна сжиматься. При этом она разогревается. Так будет продолжаться до тех пор, пока температура не окажется достаточно высокой для превращения водорода в гелий. В действительности процесс разогревания прекратится только тогда, когда в ходе ядерных реакций будет образовываться достаточно энергии, чтобы точно скомпенсировать ее потери. Мы видим, что звезды— это термоядерные реакторы, автоматически поддерживающие выход энергии на уровне ее потерь.

Звезды с массами большими, чем у Солнца, сжигают свой водород быстрее Солнца, иногда очень быстро. Это приводит нас к проблеме исчерпания водорода. Что происходит, когда запасы водорода в центральных частях звезды истощаются? Мы уже знаем, звезда, вместо того чтобы охладиться, будет сжиматься и становиться горячее. При возросших температурах увеличивается вероятность «включения» реакций, более сложных, чем простое превращение водорода в гелий. Расчеты показывают, что при температурах порядка 100 миллионов градусов ядра гелия сливаются с образованием углерода, кислорода и, возможно, некоторого количества неона. Происходящие при этом процессы описаны на рис. 24.

Многое определяется тем экспериментальным фактом, что два ядра гелия (две ос-частицы) не образуют стабильного ядра. Две а-частицы сливаются на один миг в нестабильное ядро бериллия Be8, которое вновь распадается на две а-частицы. В это краткое мгновение случайно подходит третья а-частица и присоединяется к двум другим, испуская гамма-квант. В результате получается обычное ядро углерода С2. Следующая а-частица, добавляющаяся к С12, создает обычное ядро кислорода О16. Весьма вероятно, что углерод в наших телах и кислород, которым мы дышим, столь распространенные в привычном нам мире, возникли в ходе именно такого процесса «выгорания» гелия.

Познакомимся теперь со звездами, в которых происходит сгорание гелия. На рис. 25 изображена составленная Сэндейджем разновидность диаграммы Герцшпрунга — Рессела. Вертикальная координата — это светимость, так что вверху диаграммы яркие звезды, а внизу слабые. Звезды с высокой температурой поверхности находятся слева, а с низкой — справа. Вообще можно сказать, что звезды, лежащие в верхнем левом углу — средних размеров и очень яркие, в верхнем правом — гиганты, одновременно и огромные по размерам и очень яркие; звезды, лежащие внизу справа — и малы и слабы, а внизу слева — белые карлики, звезды очень малых размеров и очень слабые.

Image

На рис. 25 Сэндейдж отметил места, где находятся отдельные звезды в нескольких звездных скоплениях. Скопления — это группы звезд практически одинакового возраста, но эти звезды отличаются друг от друга по массе и, следовательно, по скорости протекания ядерных реакций в их недрах. Это значит, что они отличаются по скорости эволюции. Рисунок совершенно ясно показывает, что в ходе эволюции звезды удаляются от главной последовательности, проходящей из нижнего правого в верхний левый угол, и переходят в область гигантов. Расчеты подтверждают, что такое эволюционное развитие вызвано исчерпанием водорода в центральных областях звезды. Слияние ядер гелия в углерод и кислород начинается впервые именно у гигантов. Вероятно, во многих звездах-гигантах происходит сгорание и водорода и гелия, но сгорание гелия происходит близ центра, а водорода— в более удаленных от центра частях. Это может происходить во многих наблюдаемых на небе гигантах. Многие звезды на фото XXXIV и XXXV являются гигантами.

Image

Понравилась статья? Поделиться с друзьями:
Все о космосе
Добавить комментарий

;-) :| :x :twisted: :smile: :shock: :sad: :roll: :razz: :oops: :o :mrgreen: :lol: :idea: :grin: :evil: :cry: :cool: :arrow: :???: :?: :!: