КУРС ЗАГАЛЬНОЇ АСТРОНОМІЇ - С. М. АНДРІЄВСЬКИЙ 2007

Частина VIII

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ ТА КОСМОЛОГІЇ

Розділ 21

ПРОБЛЕМИ КОСМОГОНІЇ

21.5. Еволюція масивних зір. Наднові зорі. Утворення нейтронних зір та чорних дір

Зорі з масою в інтервалі 1,5М0 < M < 8Мʘ. Це — зорі проміжної маси. Одразу ж після формування зорі такої маси, температура в її центрі зростає до 20 мільйонів градусів і вище, що забезпечує перебіг вуглецевого циклу термоядерного «горіння» водню, він і є основним джерелом енергії в усіх зорях, маса яких перевищує півтори сонячні маси. Упродовж кількох десятків мільйонів років запаси водневого палива в зоні термоядерних реакцій вичерпуються. Практично весь водень вже перероблений на гелій, але для «загоряння» останнього температура ще недостатня. Тому зоряне ядро стискається, суттєво розігріваючись. У нагрітих до високої температури шарах, які оточують зоряне ядро, починаються реакції перетворення водню у гелій. Надлишкова енергія, що надходить до оболонки зорі, спричиняє істотне збільшення її радіуса та охолодження поверхні. Зоря швидко перетворюється на червоний надгігант.

Зростання температури в ядрі, яке безперервно стискується, до 100 мільйонів градусів врешті-решт призводить до «загоряння» гелію. Тут вже стискання ядра припиняється і навіть змінюється на деяке збільшення його розмірів. Оболонка зорі відгукується на цей процес зменшенням радіусу і зростанням поверхневої температури. Таким чином, на діаграмі ефективна температура — світність зоря відносно гілки червоних надгігантів зміщується ліворуч. В міру вичерпування гелію у зоряному ядрі та збільшення концентрації синтезованого вуглецю — продукту потрійної α-реакції, зона горіння переміщується все далі від центра до поверхні. Після того, як запаси гелію в ядрі остаточно вичерпуються, воно, позбавлене термоядерного джерела енергії, втрачає стійкість і знову починає стискатися, що супроводжується повторним формуванням усередині зорі протяжної конвективної зони. Зоря знову пересувається вправо у зону червоних надгігантів, описуючи тим самим на діаграмі ефективна температура — світність петлю (див. рис. 21.3). Таке петлеподібне переміщення властиве для зір з масою 3—10Мʘ. В моменти перебудови структури оболонки зоря стає динамічно нестійкою. В її оболонці збуджуються і підтримуються пульсації, тобто зоря стає пульсуючою змінною. Це узгоджується зі спостережуваним положенням змінних пульсуючих зір, — наприклад, цефеїд — на діаграмі ефективна температура — світність (рис. 16.5).

Подальша еволюція масивної зорі залежить від багатьох чинників, зокрема, від її маси і темпу втрати маси з поверхні. Щодо зір із масою від 1,5Мʘ до 3—5 Мʘ, то, імовірно, вони завершують своє існування в такий спосіб. Стиснення вуглецевого ядра продовжується аж до досягнення густини 2·109г/см3 і температури близько півмільярда градусів. За таких умов вуглець «загоряється» в режимі термоядерного вибуху, який, найвірогідніше, цілком руйнує зорю. Не виключене, що саме такий фінал зоряної еволюції виявляє себе спалахами Наднових Ib типу.

У зір з масою від 3—5Мʘ до 8Мʘ густина ядра, яке складається майже цілковито з вуглецю, виявляється дещо меншою, ніж у зір з масою від 1,5М0 до 3—5Мʘ, і тут вуглець починає перетворюватися на магній (реакція 14.22а) та кисень (реакція 14.216 між ядрами вуглецю та залишками гелію) в режимі спокійного термоядерного «горіння». Зоря у цей час має дуже складну структуру: в її центрі «горить» вуглець і синтезується магній, у відносно ж тонкому шарі, який оточує ядро, «горить» гелій і утворюється вуглець, а ще вище водень перетворюється на гелій. Якщо зоря з деяких причин втратить, скидаючи оболонку, більшу частину своєї маси, то її можна спостерігати як планетарну туманність з вуглецево-киснево-магнієевим білим карликом у центрі.

Зорі з масою М0 > 8М0. їх еволюція схожа з еволюцією менш масивних зір аж до стадії «горіння» вуглецю в зоряному ядрі. Як і в попередньому випадку, тут зоряне ядро оточене шаром, в якому «горить» гелій, а ще вище — водень. В міру вичерпування вуглецю ядро стискається і розігрівається, в ньому розпочинаються термоядерні реакції за участю кисню, неону (наприклад, реакції 14.23а—в), а коли температура у центральній частині зоряного ядра досягне мільярда градусів, — реакції за участю ядер магнію, кремнію і сірки. Термоядерне ж «горіння» неону, кисню і вуглецю зміщується далі від центра, в ті шари, де є необхідна кількість цього палива. Зона «горіння» гелію та водню також зміщується далі від центра і ближче до зоряної поверхні. Структура зорі нагадує цибулину, де кожний шар виробляє енергію за рахунок певних термоядерних реакцій — чим ближче до центра зорі, тим вірогіднішими є реакції між ядрами з більшим зарядом. Перебіг реакцій між ядрами гелію, кисню, неону, магнію, кремнію і сірки врешті-решт веде до синтезу ядер заліза, а також елементів групи заліза (від скандію до нікелю).

Як знаємо, самі ядра заліза участі в термоядерних реакціях не беруть, тому в міру накопичення заліза в зоряному ядрі останнє втрачає стабільність і починає стискатися. Коли температура перевищить 109 К, високо- енергійні γ-кванти, що народжуються в такій гарячій плазмі, зіштовхуючись із ядрами заліза, руйнують їх. Схематично процес фотодисоціації ядер виглядає так:

image65

Ці реакції йдуть з поглинанням значної кількості енергії. Вільні протони взаємодіють з електронами в плазмі зоряних надр з утворенням нейтронів і нейтрино. Як наслідок перебігу реакцій (21.4), в плазмі виникає велика кількість вільних нейтронів. Відбувається так звана нейтронізація зоряного газу. Нейтрино, які народжується під час нетронізації, виносять енергію поза межі зоряного ядра, чим суттєво охолоджують його. При температурах, більших від 3·108 К, значна кількість нейтрино й антинейтрино утворюється також внаслідок розсіювання гамма-квантів на вільних електронах (за схемою e + γ → e + ν + ν ), також — при вільних переходах електронів e у полі атомних ядер Z і т. д.

Нейтринне охолодження веде до прогресуючої втрати стійкості ядра зорі. Зовнішні шари зорі буквально завалюються на її ядро, що втратило гравітаційну рівновагу. За частки секунди ядро стискається до відносно малих розмірів (його радіус тепер складає всього близько 10 км, маса ж, що міститься в такому невеликому об'ємі, перевищує масу Сонця). Це катастрофічне стискання ядра має назву гравітаційний колапс. Густина зоряного ядра, яке на момент колапсу майже повністю складається із виродженого нейтронного газу, сягає 1012 г/см3 (а після закінчення формування нейтронної зорі густина сягає 1014—1016 г/см3). І саме за такої густини тиск у зоряному ядрі здатний протистояти силі гравітації. Колапс ядра миттєво припиняється, а речовина зовнішніх шарів зорі, яка все ще падає на ядро, зіштовхуючись з ним, різко гальмується і сильно розігрівається. Тут починається вибухова термоядерна реакція. При зіткненні газу оболонки з неймовірно твердим нейтронним ядром зорі утворюється потужна ударна хвиля, яка з прискоренням рухається назовні. Саме спільна дія ударної хвилі та термоядерного вибуху приводить до скидання зоряної оболонки у міжзоряний простір зі швидкістю 5000—10 000 км/с. На місці колись масивної зорі залишається дуже компактна нейтронна зоря і оболонка, яка розлітається у міжзоряний простір. Описане явище є спалахом Наднової другого типу.

Якщо маса ядра зорі наприкінці її життя перевищує 2М0, його колапс тиском виродженого нейтронного газу не буде зупинений. І тоді падіння речовини ядра за межу сфери з радіусом, що рівний гравітаційному, утворює чорну діру.

Сьогодні вважають, що кінцевий етап еволюції масивних зір — це Наднові типів SN Ib і SN II. Хоча сам спалах Наднової явище короткочасне, у цей момент перебігають дуже важливі реакції синтезу важких хімічних елементів, без чого природа була б сильно збіднена. Зокрема, мова йде про синтез елементів, важчих за залізо і нікель. Вони утворюються внаслідок взаємодій ядер останніх з вільними нейтронами (див. далі).

Ось перелік процесів синтезу елементів, які відбуваються як у спалахах Наднових, так і на більш спокійних етапах еволюції зір помірних і малих мас. Загальноприйняті назви для них такі:

Н-процес — перетворення водню в гелій у надрах звичайних зір, зокрема в надрах Сонця, за загальною схемою 41Н → 4Не.

α-процес — сукупність реакцій синтезу вуглецю за схемою 34Не → 12С і наступних реакцій синтезу ядер кисню, неону, магнію (4Не + 12С → 16О, 4Не + 16O → 20Ne і т. д.), що перебігають у надрах зір з M > 1,5Mʘ при температурі в центрі зорі Тс > 5 · 108 К.

е-процес — утворення ядер елементів групи заліза (16О + 16О ^ 28Si + 4He, 28Si + 28Si ^ 56Ni і т. д.) у надрах масивних зір при Тс ≈ 3· 109 К безпосередньо перед спалахом зорі як Наднової.

s-процес (від англ. slow — повільний) — процес повільного захоплення нейтронів атомними ядрами у ядрах зір з M ≥ 1,5Mʘ на пізньому етапі їхньої еволюції. Потрапляючи в атомне ядро, нейтрон через β-розпад перетворюється у протон раніше, ніж це ядро захопить наступний нейтрон. Так поступово зростає атомний номер і атомна маса ядра. У такий засіб утворюються ядра хімічних елементів важчих, ніж залізо, аж до вісмуту (209Bi).

r-процес (від. англ. rapid — швидкий) — процес швидкого захоплення нейтронів атомними ядрами, який відбувається в надрах Наднової безпосередньо до і під час спалаху загалом упродовж часу близько 100 с. В r-про- цесі атомне ядро встигає захопити водночас декілька нейтронів і тільки після цього відбувається β-розпад. Так утворюються елементи з атомною масою А до 250 і навіть вище, у тому числі уран і торій.

Перебіг реакцій s- і r-процесу можливий за умови наявності ядер елементів групи заліза, які поступово трансформуються у більш важкі, а також вільних нейтронів. Останні можуть з'являтися внаслідок перебігу, наприклад, таких реакцій:

image66

Якщо концентрація вільних нейтронів досить велика, то домінує r-процес. При низькій концентрації захоплення нейтронів відбувається у формі s-процесу.

р-процес — процес захоплення протонів ядрами важких елементів, який відбувається в оболонках Наднових. Так виникають протон-збагачені ядра деяких ізотопів, наприклад 144Sm.

v-процес — утворення в оболонці Наднової ядер деяких хімічних елементів при взаємодії з речовиною оболонки потоків нейтрино, що виходять з надр колапсуючого ядра зорі.

Х-процес — утворення ядер літію, берилію і бору внаслідок процесів сколювання, при яких легка частинка високої енергії стикається з важким атомним ядром і вибиває з нього осколок — ядро ізотопу 6Li, наприклад.

Правильність схеми еволюції масивних зір підтвердили спостереження Наднової з Великої Магелланової Хмари, коли, відповідно до раніше проведених обчислень щодо таких явищ, зафіксовано короткочасний імпульс нейтринного випромінювання.

Масивні зорі — це важливі постачальники різноманітних хімічних елементів, які в них синтезуються, до міжзоряного середовища. Зауважимо, що, образно кажучи, якраз із «попелу» зір, які давно спалахнули як Наднові, добре перемішаного з первісною речовиною Галактики, і сформувалася наша Сонячна система.






Відвідайте наш новий сайт - Матеріали для Нової української школи - планування, розробки уроків, дидактичні та методичні матеріали, підручники та зошити

Віртуальна читальня освітніх матеріалів для студентів, вчителів, учнів та батьків.

Наш сайт не претендує на авторство розміщених матеріалів. Ми тільки конвертуємо у зручний формат матеріали з мережі Інтернет які знаходяться у відкритому доступі та надіслані нашими відвідувачами.

Всі матеріали на сайті доступні за ліцензією Creative Commons Attribution-Sharealike 3.0 Unported CC BY-SA 3.0 та GNU Free Documentation License (GFDL)

Якщо ви являєтесь володарем авторського права на будь-який розміщений у нас матеріал і маєте намір видалити його зверніться для узгодження до адміністратора сайту.

Дозволяється копіювати матеріали з обов'язковим гіпертекстовим посиланням на сайт, будьте вдячними ми приклали багато зусиль щоб привести інформацію у зручний вигляд.

© 2007-2019 Всі права на дизайн сайту належать С.Є.А.