
Звезды и ядра атомов (нуклеосинтез)
Газовопылевые облака (ГПО)
Тяжелые атомы вместе с водородом и гелием собирались в ГПО.

рис. 2.1
ГПО имеют линейные размеры до 1% от размеров галактики, их в галактике около 1 тыс., они движутся и меняют форму под действием собственных гравитационных и магнитных полей и под действием излучения звезд.
ГПО как гигантские пылесосы собирают из галактики атомы. Плотность вещества в ГПО в триллионы раз превышает плотность вещества в межзвездном пространстве. Со звездами ГПО не сталкиваются, т.к. звезды своим излучением отталкивают свободные легкие атомы водорода и гелия, из которых ГПО состоят на 98%, и гравитация ГПО притягивает остальные атомы к самому облаку, не давая ему распасться.
ГПО со временем превращались в тысячи и миллионы звезд второго поколения, которые через некоторое время тоже взрывались, продолжая насыщать галактику тяжелыми атомами, которые создавали ГПО следующего поколения, в которых рождались новые звезды.
Термоядерные реакции в звездах
Рождение звезд в галактике начинается в гигантских газопылевых облаках. Из-за гравитационной неустойчивости часть облака в какой-то момент начинает сжиматься. При сжатии энергия гравитации переходит в тепло. При достижении 1200 градусов начинается свечение, сжимающаяся часть облака становится зарождающейся звездой.
При достаточно большой массе зарождающейся звезды при гравитационном сжатии происходит столь большой разогрев и разгон атомов водорода (температура 20 млн. град), что они преодолевают электрическое отталкивание и сближаются настолько, что начинает действовать сила ядерного притяжения. Протоны и нейтроны сливаются в ядра гелия, выделяя при этом очень большую энергию в виде излучения. Это начало водородной термоядерной реакции. Когда энергия гравитационного сжатия уравновешивается энергией водородной термоядерной реакции, звезда начинает стабильно светиться. В таком состоянии звезда пребывает большую часть своей жизни, пока не закончатся запасы водорода в её ядре.
Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, водородная термоядерная реакция внутри звезды затухает и перестает препятствовать гравитационному сжатию гелия в ядро. Если звезда достаточно массивна, то при гравитационном сжатии температура достигает 50 млн. градусов. Скорости при такой температуре такие высокие, что даже, несмотря на возрастание силы отталкивания по сравнению с водородной термоядерной реакцией, ядра гелия с зарядами +2 могут сблизиться до расстояния действия ядерных сил, и зажигается гелиевая термоядерная реакция. Гелий превращается в углерод. Звезда увеличивается в размере примерно от 100 до 1000 раз (чем больше масса звезды, тем сильнее). На периферии продолжает сгорать водород.
Если звезде хватает массы, то после выгорания гелия под действием гравитации происходит дальнейшее сжатие, температура поднимается до 200 млн. градусов, при такой температуре ядра углерода с зарядом +6 уже могут соединиться, и начинается углеродная термоядерная реакция. Углерод превращается в кислород. Далее аналогично, кислород при 400 млн. град. – в кремний, кремний при 800 млн. град. – в железо. Дальше железа реакция не идет, т.к. для добавления протона к ядру атома железа необходимо потратить энергии больше, чем выделяется при железной термоядерной реакции.
На рисунке показано строение и жизненный цикл очень большой звезды, в которой происходят все возможные термоядерные реакции – вплоть до кремниевой термоядерной реакции. Чем тяжелее звезда, тем быстрее она эволюционирует (тем короче ее жизнь), т.к., несмотря на большие запасы вещества для ядерных реакций в более тяжелых звездах, скорость самих реакций намного выше. Так в Солнце водородная термоядерная реакция продлится 10 млрд. лет, а в звездах, которые тяжелее Солнца в 30 раз, водородная термоядерная реакция проходит в 1000 раз быстрее.

рис. 2.2
Время жизни звезды и состав элементов, которые образуются внутри нее, определяется ее первоначальной массой.
Коричневые карлики
Если масса зародившейся звезды от 1,2 до 8% от массы Солнца, то энергии гравитации хватает для зажигания термоядерной реакции, но реакция недостаточно мощная, и через некоторое время она прекращается. Температура поверхности достигает 3 тыс. градусов. Такая звезда называется коричневым карликом и после сжатия быстро остывает, превращаясь в планетообразный объект. Коричневых карликов во Вселенной очень много, но они из-за малой светимости не видны даже в телескоп.
рис. 2.3
Красные карлики
Если масса зародившейся звезды от 8 до 80% масс Солнца, то водородная термоядерная реакция звезды длится чрезвычайно долго, время во много раз превышает возраст Вселенной. Температура поверхности достигает 4 тыс. градусов. Такая звезда называется красным карликом, ее свечение выглядит красным. Красных карликов во Вселенной очень много, но их не видно невооруженным взгядом, т.к они очень неяркие.

рис. 2.4
Желтые карлики, красные гиганты Образование ядер до кислорода
Если масса зародившейся звезды от 80% до 120% от массы Солнца, то водородная термоядерная реакция длится около 10 млрд. лет. Температура поверхности достигает 6 тыс. градусов. Такая звезда называется желтым карликом, из-за того, что свечение воспринимается как желтое. Солнце – желтый карлик. Желтый карлик когда-то станет красным гигантом (Солнце через 5 млрд. лет) и после выгорания всего топлива взорвется, выбросив 90% вещества в галактику и образовав из оставшихся 10% белый карлик.
Мощнейший взрыв длится около года, яркость звезды повышается в тысячи раз, звезда из невидимой может стать на один год видимой новой звездой.

рис. 2.5
Белые карлики – звезды, имеющие большую массу (10% от массы первоначальной звезды) и малый размер (объем в десятки миллионов раз меньше, чем у первоначальной звезды), их плотность примерно в миллион раз выше плотности Земли. При образовании белого карлика создается экстремальное состояние вещества, когда атомы теряют электроны, ядра атомов сближаются до очень близких расстояний. Количество белых карликов составляет около 10 % всех звезд.
Атомы вплоть до кислорода, наработанные в термоядерных реакциях в желтых карликах, рассеются по галактике и внесут свой вклад в ее химическую эволюцию. Однако из-за долгого времени жизни такие звезды не внесли вклад в химический состав Солнечной системы, т.к. самые большие из них закончили свою жизнь и взорвались только 1-2 млрд. лет назад.
Средние звезды, большие красные гиганты, новые звезды Образование ядер до цинка
Если масса звезды от 1,2 до 10 масс Солнца (звезды массой выше 1,2 от массы Солнца образуются при слиянии двух или нескольких желтых и красных карликов на последних стадиях образования звезд), то время продолжительности водородной термоядерной реакции 8 млрд. лет для звезд массой 1,2 массы Солнца и уменьшается до 1 млрд. лет для звезд массой 10 масс Солнца. Температура поверхности достигает 100 тыс. градусов. Такие звезды называются средними звездами и выглядят белыми. Яркость их намного выше, чем у желтых карликов. Когда выгорает водород, начинается реакция горения гелия, температура ядра звезды растёт, внешние слои расширяются в сотни раз, а температура поверхности снижается. Средняя звезда становится большим красным гигантом. После выгорания всех термоядерных реакций красный гигант взорвется, выбросив 90% массы в галактику и образовав крупный белый карлик.
Чрезвычайно мощный взрыв длится около 1 месяца, в это время мощность излучения равна мощности миллионов звезд. Это называется новой звездой (такое название потому, что звезда внезапно становится видимой из-за очень большой яркости, несмотря на очень дальнее расстояние). Происходит выброс во Вселенную атомов вплоть до железа. Но очень высокоэнергетические ядра атомов, набравшие очень большие скорости в результате взрыва, продолжают дальнейшую атомную эволюцию, они догоняют ядра других тяжелых элементов на скоростях достаточных для синтеза еще более тяжелых ядер атомов вплоть до цинка.

рис. 2.6
Массивные звезды, красные супергиганты, нейтронные звезды, сверхновые звезды.
Образование ядер до циркония.
Звезды массой от 10 масс Солнца имеют температуру поверхности выше 100 тыс. градусов и выглядят голубыми. Яркость их намного выше, чем у средних звезд. Такие звезды называются массивными звездами. Время жизни таких звезд меньше 1 млрд. для звезд массой 10 масс Солнца и до всего нескольких млн. лет для самых тяжелых массой 30 масс Солнца. После выгорания водорода массивная звезда становится красным супергигантом.
После выгорания всех термоядерных реакций красный супергигант взорвется с образованием остаточной нейтронной звезды. Такой взрыв называется сверхновой звездой. Взрыв имеет яркость в сотни раз превышающую яркость всех звезд галактики и длится несколько дней.
Нейтронные звезды имеют массу (порядка 10% от массы первоначальной звезды) при крайне малом размере (до 20 км), их плотность невообразима -- примерно в триллион раз выше плотности Земли. Гравитация нейтронной звезды ускоряет падающее на неё вещество до огромных скоростей. Сила удара достаточна для разрушения атомов падающего вещества и превращения протонов в нейтроны. Количество нейтронных звезд составляет от около 0,1 % всех звезд. При взрыве сверхновой звезды очень высокоэнергетические ядра атомов продолжают дальнейшую атомную эволюцию, достигая разлетающиеся ядра (образовавшиеся в результате термоядерных реакций при жизни звезды) на скоростях достаточных для синтеза ядер атомов вплоть до циркония.


рис. 2.7
Пульсирующие новые звезды Образование ядер до лютеция
Одинокий белый карлик остается медленно остывающей звездой. Но, если белый карлик является составляющим двойной звезды, то развивается следующий процесс. При эволюции звёзд различных масс в двойных системах темпы эволюции звезд неодинаковы, при этом более массивная звезда может проэволюционировать в белый карлик, в то время как менее массивная к этому времени будет красным гигантом или большим красным гигантом. Начинается переток материи с красного гиганта на чрезвычайно плотный белый карлик.
Происходит взрывная термоядерная реакция с выбросом вещества в галактику. Взрыв длится несколько месяцев, причем после взрыва белый карлик продолжает тянуть вещество с красного гиганта, и вспышка новой звезды многократно повторяется приблизительно каждую сотню лет. Такая система называется пульсирующей новой звездой. Энергии высокоэнергетических ядер догоняющих разлетающиеся ядра атомов оказывается достаточно, чтобы образовывать ядра атомов вплоть до лютеция.

рис. 2.8
Двойные системы нейтронных звезд, гиперновые звезды Образование ядер до урана
Так как звезды часто рождаются парами, то в результате эволюции звезд в 10 раз и более тяжелых, чем Солнце часто образуется сразу пара нейтронных звезд, которые крутятся относительно общего центра масс. Через некоторое они сближаются и врезаются друг в друга. Результатом такого взрыва гигантской мощности является образование очень тяжелых химических элементов, а так же сверхтяжелых атомов вплоть до урана. Мощность взрыва превышает в сотни раз мощность излучения всей галактики, такие взрывы называются гиперновыми звездами.

рис. 2.9
Звездный (солнечный) ветер Образование ядер лития, бериллия, бора
Солнце, как и все звезды на протяжении своей жизни, выбрасывают поток ядер водорода и гелия. Этот поток, истекающий из солнечной короны с гигантской скоростью порядка 1000 км/с в окружающее космическое пространство, называется солнечным (звездным) ветром (до Земли солнечный ветер доходит примерно через 2 суток, магнитное поле Земли защищает жизнь от этой жесткой радиации). При столкновении с атомами водорода и гелия, находящимися в пространстве окружающем звезду, происходит образование ядер атомов тяжелее гелия -- лития, бериллия и бора.

рис. 2.10
Нуклеосинтез
Процесс образования ядер атомов в результате термоядерных реакций называется нуклеосинтез (ядро в английском языке называется nucleus).
Таким образом, в галактиках существуют 6 процессов образования ядер атомов, 5 из которых определяют атомарный состав газопылевых облаков, из которых возникают звезды.

Происхождение ядер атомов в галактике
Тяжелые ядра и радиоактивный распад
Многие ядра при одинаковом количестве протонов, имеют разное количество нейтронов. Например, есть модификация урана имеющая на три нейтрона больше, чем основной вариант. Многие модификации нестабильны и через некоторое время распадаются на более легкие ядра. Такой процесс называется радиоактивным распадом, он сопровождается большим выделением энергии.
Ядра тяжелее урана могут существовать только очень короткое время и очень быстро распадаются. Из-за этого не существует стабильных ядер тяжелее урана и общее количество ядер с разным количеством протонов не превышает 100.
Эволюция галактик
Из теории звездообразования следует что, чем больше в газопылевом облаке (ГПО) атомов тяжелых элементов (тяжелее гелия), тем меньше по массе может быть вновь возникающая звезда.
Звезды первого поколения (возникавшие еще при образовании галактик) образовывались только из водорода и гелия. Их массы были в десятки раз больше массы Солнца. В результате очень мощных термоядерных реакций звезды первого поколения существовали недолго, всего по несколько миллионов лет. Взрываясь как сверхновые, они наполняли Галактику атомами тяжелее гелия. И уже к концу первого миллиарда существования Вселенной галактики имели атомарный состав с присутствием около 1% тяжелых элементов.
При такой концентрации вновь возникающие звезды (все называются звездами второго поколения) ограниченны массой до 5 масс Солнца. Более крупные звезды не могут зарождаться из-за присутствия тяжелых элементов, которые блокируют выход излучения от зарождающейся звезды.
Через несколько миллиардов лет нуклеосинтетической эволюции в галактиках количество металлов достигает 2%.
Структура Вселенной
Во Вселенной 10 миллиардов триллионов звезд, они не распределены равномерно, а находятся в объединениях, где более мелкие объединения включены в более крупные: -- галактики -- в среднем 100 млрд. звезд, -- скопления галактик -- в среднем 1000 галактик, -- сверхскопления галактик -- в среднем 1000 скоплений, -- кластеры -- в среднем 1000 сверхскоплений, -- Вселенная -- около 100 кластеров."
Во Вселенной более 100 млрд. галактик. Представить число 100 млрд. трудно. Это столько, что, если раздать все галактики Вселенной всем жителям Земли, то каждому достанется по 10 галактик.
В среднем в каждой галактике 100 млрд. звезд, примерно столько же сколько галактик во Вселенной (случайное и удивительное своей малой вероятностью математическое совпадение). Если раздать все звезды нашей галактики Млечный путь, всем жителям Земли, то каждому достанется по 10 звезд.
|