гори, гори, моя звезда
#ядерные_реакции_во_Вселенной #нуклеосинтез
для начала я бы рекомендовал прочитать хотя бы это, особенно если вы плохо представляете себе что такое протон, нейтрон, нуклон. хоть заметка и не претендует на полноту изложения, а просто отвечает на вопрос: «от куда?»
вы не задумывались откуда все разнообразие химических элементов на Земле? откуда они взялись? с неба упали? но в общем-то было примерно так.
текущие на Земле ядерные реакции в основном связаны с космическими лучами и радиоактивным распадом, но роль этих реакций незначительна. поэтому, все химические элементы, с которыми мы встречаемся в природе, существовали ещё до образования Земли. т.е. получается, что происхождение элементов внеземное.
нуклеосинтез - природный процесс образования ядер химических элементов тяжелее водорода. главные стадии нуклеосинтеза включают в себя
- первичный нуклеосинтез
- звёздный нуклеосинтез
- нуклеосинтез под действием космических лучей.
началось все как всегда с Большого Взрыва т.е. примерно 14 миллиардов лет назад. после Большого Взрыва, Вселенная расширяется с уменьшением температуры и плотности. в первые мгновения все вещество находилось в состоянии кварк-глюонной плазмы. по мере остывания сформировались нуклоны, затем путем различных реакций и процессов и ядра первых первых элементов.
водород (75 % массы), гелий (25 % массы). в меньшем количестве образовались дейтерий, гелий и литий, другие же элементы сформировались в незначительном количестве. этот процесс принято называть первичным нуклеосинтезом. когда вселенная достаточно остыла, а произошло это примерно через миллион лет, электроны и протоны получили возможность собираться в атомы. дальнейший ядерный синтез происходил в внутри звезд.
процесс эволюции звезд это отдельная тема, но я ей не настолько хорошо владею, чтобы написать отдельную статью. поэту здесь очень обзорно.
первому идея о звездном нуклеосинтезе пришла в голову Артуру Эддингтону: «Гелий, с которым мы имеем дело, должен был быть собран в какое-то время и в каком-то месте.» не смотря на то, что по тогдашним представлениям это было не возможно: «Я знаю, что многие критики считают условия в звездах недостаточно экстремальными. . . звезды недостаточно горячие. Критики находят себя открытыми для очевидного возражения: мы говорим им пойти и найти место погорячее. »
возможно в этом контексте вы услышите термин металличность - это относительная концентрация элементов тяжелее водорода и гелия в тех или иных астрономических объектах. это просто для удобства, хотя с точки зрения химии многие из этих элементов металлами не являются.
но вернемся к нашим звездам.
на начальной стадии межзвёздное облако превращается в звезду. при этом процессе облако сжимается и фрагментируется и становится протозвездой. на этой стадии на протозвезду падает (аккрецирует) вещество из облака, а когда аккреция завершается, звезда излучает за счёт собственного сжатия. постепенно в ядре звезды начинаются термоядерные реакции, после чего формирование звезды завершается и звезда становится звездой главной последовательности. на этом этапе сила сжатия(гравитация) уравновешена энергией идущей от ядерных реакций в ядре звезды. звезда живет довольно много времени в зависимости от начальной массы, от нескольких миллионов до десятков триллионов лет. существует теорема которая однозначно связывает «судьбу» звезды с её начальной массой и химическим составом.
здесь и далее под словом «горение» я буду понимать термоядерные реакцию, при которой легкие ядра сливаются в более тяжелые за счёт кинетической энергии их теплового движения.
первая стадия горение это горение водорода. это самая длительная стадия в звездной эволюции. тут более или мене все понятно - водород самое распространенное вещество. на этом этапе образуется гелий. когда начинает гореть гелий образуется углерод. далее результате захвата α-частиц образуются ядра кислорода, неона, магния, кремния... при достижении определенных условий начинают протекать большое количество реакций и процесс идет примерно до железа. элементов с наибольшей энергией связи ядер.
ядра тяжелее железа образуются в реакциях захвата нейтронов и протонов. выделяют несколько процессов:
- s-процесс или медленный процесс захвата нейтронов
- r-процесс или быстрый процесс захвата нейтронов
- p-процесс происходит при коллапсе ядра сверхновой звезды. ядра образуются в реакциях захвата протона.
- rp-процесс процесс быстрого захвата протонов атомными ядрами в плотном потоке протонов.
не охваченным остался x-процесс. легкие ядра образуются в результате взаимодействия космических лучей с космической пылью.
для массивной звезд реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, горение гелия происходит в десять раз быстрее. горения кислорода длится 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки. реакции синтеза более тяжелых элементов продолжаются до тех пор, пока возможно выделение энергии. в процессе горения кремния образуются ядра в районе железа. это конечный этап звездного термоядерного синтеза.
если начальная масса звезды больше определенного предела (предел Чандрасекара), то конечной стадией её эволюции является взрыв сверхновой, ядро звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние нейтронную звезду или черную дыру.
в момент взрыва сверхновой температура резко повышается и происходят ядерные реакции так называемый взрывной нуклеосинтез. впрочем все может пойти по менее катастрофическому сценарию и звезда в конце своей жизни станет красным гигантом, потом красный гигант «умирает» и превращается в белый карлик .
кстати говоря такое будущие пророчат нашему Солнцу. поглотит ли оно в стадии «красный гигант» Землю я не знаю, но в любом случае нам крышка - проблемы начнутся значительно раньше - буквально через пару миллиардов лет.