термоядерные реакции в звездах

Ответ от DDD[гуру]
благодаря работам эстонского и польского астрофизиков У. X. Ууса и Б. Пачинского, показавших, что релятивистский вырожденный электронный газ образуется в ходе эволюции звезд массой 3—8 Mc. Причем расчеты изменений температуры и плотности вещества в центре углеродно-кислородного ядра свидетельствовали о том, что независимо от точной массы рассмотренных звезд подобная ситуация возникает, когда масса углеродно-кислородного ядра достигает 0,6 Mc при его разрастании за cчет выгорания слоевого источника. На этой стадии эволюции звезда должна выглядеть как красный сверхгигант, имеющий светимость не менее 6- 104 (Mco—0,6) Lc (где Lc = 3,86*1033 эрг/с — светимость Солнца) , а Мсо — масса ядра.
Однако есть определенные наблюдательные данные, указывающие на то, что красных сверхгигантов со столь высокой светимостью при массе 3—8 Mc нет ни в нашей Галактике, ни в ее спутниках — Магеллановых Облаках. В связи с этим было высказано предположение, что эволюция таких звезд может и не окончиться катастрофой. В частности, приводятся доводы в пользу того, что сверхмощный звездный ветер, создаваемый слоевым источником ядерного горения гелия после разрастания углеродно-кислородного ядра до массы 0,6 Mc, cnocoбен сбросить оболочку звезды, превратив ее ядро в остывающий белый карлик. Как уже говорилось, то обстоятельство, что общая масса звезд может существенно изменяться, сильно затрудняет выяснение их эволюции при ядерном горении; по этой же причине не окончательно ясна и судьба звезд массой меньше 8 Me-
Качественно теория объясняет дальнейшую эволюцию звезд с большей массой, однако в количественном отношении здесь много неясного и из-за недостаточности лабораторных данных о термоядерных реакциях, протекающих в недрах звезд. Так, например, ядерное горение углерода происходит при столкновении и присоединении друг к другу ядер С12 с синтезом ядер неона Ne20, натрия Na23 или магния Mg23. Характерная температура этого термоядерного синтеза в звездах составляет около 0,6 млрд. К, что соответствует энергии сталкивающихся частиц 1,7 МэВ. Экстраполяция же лабораторных данных о столкновении ядер С12 с энергией не менее 2,4 МэВ, как недавно признал У. Фаулер в своей Нобелевской лекции, может дать разницу на порядок в зависимости от используемой модели. Отсюда совершенно неопределенным является характерное время многих термоядерных реакций в звездах.
Тем не менее теория точно предсказывает, что дальнейшая эволюция звезды после образования кислород-но-магниево-неонового ядра зависит от того, превышает или нет масса этого ядра величину 1,37 Mc. Дело в том, что этой массы достаточно, чтобы в таком ядре (кстати, не обязательно в центре) началось ядерное горение неона, в результате синтезируются ядра кремния Si28. Впоследствии может начаться ядерное горение кремния с образованием ядер никеля Ni56, которые посредством захвата электрона и последующего Beta+-распада превращаются в ядра железа Fe56. После образования железного ядра звезда имеет очень сложную структуру “луковицы” со следами всех рассмотренных ядерных превращений. Надо сказать, что последние этапы ядерной эволюции звезд охватывают весьма непродолжительный промежуток времени.

Ответ от 3 ответа[гуру]

Ответ от 3 ответа[гуру]