что такое горение водорода астрономия
Что такое горение водорода астрономия
Всю молодость без толка
растратила на свет,
и жить
осталось только
ей 300 000 лет.
Только что родившаяся звезда на 73-75% состоит из водорода и, пройдя стадию гравитационного сжатия, светится за счёт того, что водород в её центральной части (в ядре) претерпевает термоядерное превращение в гелий, которого изначально порядка 25%. Иногда говорят, что водород «горит», «перегорает» в гелий. Но, разумеется, это лишь образное выражение, так как никакого кислорода, требуемого для реакции горения, в звёздах поначалу нет. Суть происходящего в том, что под действием гравитационного сжатия недра звезды (или недра протозвезды, возникшей из газопылевого облака) нагрелись до такой температуры, что положительно заряженные ядра водорода (протоны) преодолели взаимное отталкивание, начали на большой скорости сталкиваться друг с другом и слипаться в ядра гелия. Выделившаяся при этой термоядерной реакции энергия так разогрела ядро звезды, что гравитационное сжатие уравновесилось огромными скоростями частиц раскалённого вещества. До тех пор, пока водородное «топливо» в ядре звезды не кончится, она будет оставаться в относительно стабильном положении. Тем не менее, количественные изменения происходить будут. В ядре будет возрастать доля гелия, оно будет становиться тяжелее и компактнее, от этого будет возрастать его температура, из-за роста температуры термоядерная реакция будет ускоряться, объём внешних оболочек будет чуть-чуть увеличиваться из-за их разогревания, светимость звезды будет постепенно возрастать [Бете, Браун, 2000]. Что-то вроде начальной стадии взрыва в замедленной съёмке! Параллельно идут и другие процессы: хаотическая поверхностная активность сменяется короткопериодической и через миллиард лет циклом типа солнечного [Кацова, Лившиц, 1998], вращение звезды вокруг оси несколько замедляется (см. очерк об эволюции Солнца), сплюснутость падает, звезда очень медленно теряет массу (частицы уносятся в виде звёздного ветра), планеты из-за уменьшения массы звезды чуть-чуть отодвигаются от неё. Это самый долгий этап в жизни звезды. Так, например, наше Солнце пребывает в таком состоянии уже около 5 миллиардов лет и ещё такое же время должно меняться лишь количественно. Таковы звёзды Главной последовательности на диаграмме «температура-светимость». Все они «сжигают» свой водород.
К концу этого периода весь водород в ядре звезды превращается в гелий, и его горение здесь прекращается. Ядро вроде бы может остыть, но, конечно, не остывает, а только сжимается под действием гравитации. Давление в центральной части звезды из-за этого сжатия возрастает, и тогда в прилегающих к ядру слоях тоже достигается температура «горения» водорода. Термоядерная реакция начинает идти вне ядра, в его оболочке, постепенно захватывая всё более удалённые от центра слои. Внешние слои от этого разогрева во много раз расширяются, т.е. объём звезды и её светимость возрастают. Звезда становится гигантской. «Горение» водорода сопровождается увеличением массы гелиевого ядра, всё быстрее и быстрее растут давление и температура в центре звезды.
В какой-то момент в самом центре гелиевого ядра, если масса звезды достаточно велика, достигается температура, при которой гелий «вспыхивает», т.е. ядра гелия начинают превращаться в более тяжёлые ядра. В основном, образуются ядра углерода, но также какое-то количество кислорода и других элементов. Эти относительно тяжёлые элементы скапливаются в центре звезды, формируя её углеродное ядро внутри гелиевого ядра. Слоевой источник термоядерной реакции (водородный) на какое-то время отключается, и звезда уменьшается в размерах.
Дело в том, что далеко не каждая звезда проходит все описанные этапы. Сделать «карьеру», последовательно побывав водородной, гелиевой, углеродной, неоновой, кислородной и, наконец, кремниевой звездой удаётся только тем «счастливчикам», которые родились особенно массивными. Остальные хоть и живут дольше, но в «карьерном» смысле «сходят с дистанции» гораздо раньше, превращаясь в белые карлики. Так, например, нашему Солнцу, водородной звезде, суждено «дослужиться» только до гелиевой стадии, после чего придётся сбросить оболочку и «выйти на пенсию».
Описанную картину можно детализировать некоторыми указаниями. Когда звезда проходит стадию горения водорода и гелия в оболочке, она нестабильна. Имеет значение скорость поступления водорода и гелия в тонкий слой с соответствующей температурой, и при исчерпании «топлива» горение временно прекращается. Кроме того, термоядерная реакция в каком-либо из слоёв приводит к расширению звезды и падению давления, а потому другой слой гаснет, т.е. наблюдаются попеременные вспышки горения водорода и гелия [Клочкова, Панчук, 2002]. Звезда в этом неустойчивом состоянии находится на асимптотической ветви гигантов. Это физически переменная звезда.
Термоядерные реакции в звёздах [нуклеосинтез]
Термоядерные реакции в звёздах — это внутренние процессы звезды, которые являются основным источником их внутренней энергии наряду с гравитационным сжатием.
При высоких температурах, которые существуют в недрах звёзд, происходят термоядерные реакции, в ходе которых в результате слияния ядер атомов выделяется энергия.
Горение водорода
В центральных областях звёзд главной последовательности протекают реакции преобразования водорода в гелий, как говорят, происходит горение водорода (конечно, ничего общего не имеющее с химическим горением). Оно может происходить двумя различными путями: протон-протонный цикл и углеродно-азотный цикл.
Пределы температуры для этих циклов достаточно условны, реакции того или иного цикла происходят и при более высоких температурах; речь идёт только о температурах, при которых подавляющая часть энергии выделяется именно в данной реакции.
При преобразовании 1 кг водорода в гелий выделяется энергия, равная 10 14 Дж. Поскольку мощность излучения Солнца равна 4 • 10 26 Вт, а масса водорода в нем составляет 2 • 10 30 кг, то запаса водорода в Солнце хватит на 100 млрд лет; конечно, не весь водород может выгореть, а только тот, который сосредоточен в центральных областях, но и его хватит на 10—15 млрд лет. В звёздах с большей светимостью запас водорода израсходуется гораздо быстрее.
Протон-протонный цикл (p-p-цикл)
Первый путь — протон-протонный цикл — осуществляется при низких температурах: от 14 • 10 6 до 15 • 10 6 K. Он начинается с того, что два протона сливаются, образуя ядро дейтерия, дейтерий поглощает ещё один протон, превращаясь в изотоп гелия (He), конец цепочки — образование ядра гелия.
Углеродно-азотный цикл (CNO-цикл)
Второй путь — углеродно-азотный цикл — осуществляется при температурах от 18 • 10 6 до 20 • 10 6 K и содержит ряд ядерных реакций. Начинается он с того, что протон сливается с ядром атома углерода, образуя ядро азота, а заканчивается тем, что образовавшееся ядро атома кислорода распадается на ядро атома углерода и ядро атома гелия.
Горение гелия (тройная гелиевая реакция)
При температурах, больших чем 10 8 K, и плотностях порядка 10 9 кг/м 3 и больше возможны ядерные реакции, в которых три ядра гелия сливаются в ядро углерода. Правда, это осуществимо только на поздних стадиях эволюции звезды, когда в её ядре уже полностью исчерпываются запасы водорода и вещество практически полностью состоит из гелия.
Образование элементов тяжелее железа
При больших температурах и плотностях в термоядерных реакциях участвуют все более и более тяжёлые элементы, вплоть до железа. С железом и более тяжёлыми элементами термоядерные реакции не происходят, так как в них энергия уже не выделяется, а поглощается.
Нейтрино
До недавнего времени ещё сохранялись сомнения в правильности гипотезы о термоядерных источниках, хотя результаты расчётов по этой гипотезе прекрасно подтверждались наблюдениями. Но в 1993 г. начал работу нейтринный телескоп, способный регистрировать нейтрино, возникающее при слиянии двух ядер водорода в ядро дейтерия. Результаты экспериментов показали, что регистрируется примерно вдвое меньше нейтрино, чем ожидалось. Материал с сайта http://wikiwhat.ru
Осцилляции нейтрино
Существует три вида нейтрино: электронное (ve), мюонное (vμ) и тау-нейтрино (vτ). Согласно некоторым теориям элементарных частиц нейтрино могут превращаться друг в друга. Эксперимент, поставленный в 2000—2001 гг., проходил на двух установках (их часто называют нейтринными телескопами). В одной из них (в Садбери) регистрировалось только электронное нейтрино, в другой (японская установка Супер-Камиоканде) — все виды нейтрино. Солнце испускает исключительно электронные нейтрино. Оказалось, что Супер-Камиоканде регистрирует примерно на 30% меньше ожидаемого количества нейтрино. Но в Садбери регистрируют ещё примерно на 1/3 меньше, т. е. регистрируемый на Земле поток солнечных нейтрино содержит не только электронные нейтрино! Значит, по дороге к Земле часть электронных нейтрино превратилась в другие виды нейтрино (мюонное или тау). Это снимает противоречие наблюдений и теории ядерных источников энергии.
Возможность таких осцилляций предсказывалась, но для их осуществления необходимо, чтобы нейтрино имело массу. А такое предположение, в свою очередь, противоречит многим фундаментальным физическим теориям. Однако в 2015 году Такааки Кадзита и Артур Макдональд решили эту теоретическую проблему и доказали, что нейтрино всё же имеют ненулевую массу, за что получили Нобелевскую премию по физике.
Что такое горение водорода астрономия
Значения Sij и их неопределенности, приведенные в таблице, позволяют получить представление о сложности расчетов ядерных реакций в звездах и точности, достигнутой на сегодняшний день.
Водородный цикл может начинаться также с реакции:
Однако при плотностях, характерных для звезд массы Солнца и T
10 7 K, она происходит в 400 раз реже реакции
| 12 C + p → 13 N + γ | (Q = 1.94 МэВ) | (20) |
13 N → 13 C + e + +  e | (Q = 1.20 МэВ, T1/2=10 мин) | |
| 13 C + p → 14 N + γ | (Q = 7.55 МэВ) | |
| 14 N + p → 15 O + γ | (Q = 7.30 МэВ) | |
| 15 O → 15 N + e + + e | (Q = 1.73 МэВ, T1/2=124 с) | |
| 15 N + p → 12 C + 4 He | (Q = 4.97 МэВ). |
15 N + p → 16 O + 
.
Это разветвление происходит примерно в одном случае на 90 основных циклов I (рис. 15).
Цикл II имеет следующую последовательность реакций
15 N + p → 16 O + γ
(21)
Возможно еще большее усложнение CNO-цикла за счет цепочки реакций III:
| 17 O + p → 18 F + γ | (Q = 6.38 МэВ), |
| 18 F → 18 O + e + + νe | (Q = 0.64 МэВ, T1/2=110 мин), |
| 18 O + p → 15 N + α | (Q = 3.97 МэВ). |
 Рис. 16. Соотношение скоростей реакций 18 O(p,α) 15 N и 18 O(p,γ) 19 F в звездах как функция температуры звездного вещества. |
Звёздная эволюция — как это работает
Людей давно занимали причины горения звёзд на небе, однако по настоящему понимать эти процессы мы стали с первой половины 20-го века. В данной статье я постарался описать все основные процессы, протекающие во время жизненного цикла звезды.
Рождение звёзд
Формирование звезды начинается с молекулярного облака (к которым относятся 1% от всего межзвёздного вещества по массе) — они отличаются от обычных, для межзвёздной среды газо-пылевых облаков тем, что имеют бОльшую плотность, и значительно меньшую температуру — чтобы из атомов могли начать образовываться молекулы (в основном — H²). Само это свойство не имеет особого значения, но огромное значение имеет повышенная плотность этого вещества — от этого зависит, сможет ли вообще сформироваться протозвезда, и сколько времени на это потребуется.
Сами эти облака, при невысокой относительной плотности, за счёт своих огромных размеров могут обладать значительными массами — до 10 6 Солнечных масс. Новорожденные звёзды, не успевшие отбросить остатки своей «колыбели» разогревают их, что для таких больших скоплений очень «эффектно» выглядит, и является источником прекрасных астрономических фотографий:
«Столпы творения» и видео об этой фотографии телескопа «Хаббл»:
Туманность Омега (часть звёзд — является «фоном», газ светится за счёт нагрева излучением звёзд): 
Сам процесс отбрасывания остатков молекулярного облака обусловлен так называемым «солнечным ветром» — это поток заряженных частиц, которые разгоняются электромагнитным излучением звезды. Солнце теряет за счёт этого процесса миллион тонн вещества в секунду, что для него (массой в 1,98855±0,00025 * 10 27 тонн) — сущие пустяки. Сами частицы имеют огромную температуру (порядка миллиона градусов) и скорость (около 400 км/с и 750 км/с для двух разных составляющих):
Однако низкая плотность этого вещества означает то, что особого вреда они нанести не могут.
Когда начинают действовать гравитационные силы, сжатие газа вызывает сильный нагрев, благодаря которому и начинаются термоядерные реакции. Этот же эффект разогрева сталкивающегося вещества послужил основой для первого прямого наблюдения экзопланеты в 2004 году:
Планета 2M1207 b на расстоянии 170 св. лет от нас.
Однако различие между малыми звёздами и планетами-газовыми гигантами состоит как раз в том, что их массы оказывается не достаточно для поддержания начальной термоядерной реакции, которая в целом заключается в образовании гелия из водорода — в присутствии катализаторов (так называемый CNO-цикл — он действителен для звёзд II и I поколения, о которых речь пойдёт ниже):
Речь идёт как раз об самоподдерживающейся реакции, а не просто о наличие её факта — потому что хоть энергия для этой реакции (а следовательно и температура) строго ограничены снизу, но энергии движения отдельных частиц в газе определяется распределением Максвела:
И поэтому даже если средняя температура газа ниже «нижней границы» термоядерной реакции в 10 раз, всегда найдутся «ушлые» частицы, которые соберут энергию от соседей, и наберут её достаточно для единичного случая. Чем выше средняя температура — тем больше частиц могут преодолеть «барьер», и тем больше в ходе этих реакций выделяется энергии. Поэтому общепризнанной границей между планетой и звездой является порог, при котором термоядерная реакция не просто имеет место, но и позволяет поддерживать внутреннюю температуру не смотря на излучение энергии с её поверхности.
Прежде чем говорить о классификации звёзд, необходимо сделать отступление, и вернуться на 13 млрд лет назад — в момент, когда после рекомбинации вещества стали появляться первые звёзды. Этот момент для нас показался бы странным — ведь никаких звёзд, кроме голубых гигантов в тот момент, мы не увидели бы. Причина этого — отсутствие в ранней Вселенной «металлов» (а в астрономии так называют все вещества «тяжелее» гелия). Их отсутствие означало то, что для загорания первых звёзд требовалась значительно большая масса (в пределах 20-130 масс Солнца) — ведь без «металлов» CNO-цикл не возможен, а вместо него идёт лишь прямой цикл водород + водород = гелий. Таковым должно было быть звёздное население III (из-за их огромного веса, и раннего появления — в видимой части Вселенной их уже не осталось).
Население II – это звёзды, образовывавшиеся из остатков звёзд III населения, они имеют возраст более 10 млрд лет, и уже содержат в своём составе «металлы». Поэтому попав в этот момент, мы не заметили бы каких-то особых странностей — среди звёзд уже присутствовали и гиганты, и «середнячки» — как наша звезда, и даже красные карлики.
Население I – это звёзды образуются уже из второго поколения остатков сверхновых, содержащие ещё больше «металлов» — к ним относится большинство современных звёзд, и наше Солнце — в том числе.
Современная классификация звёзд (гарвардская) очень проста — она основывается на разделении звёзд по их цветам. В маленьких звёздах реакции идут значительно медленнее, и эта непропорциональность вызывает разницу в поверхностной температуре, чем больше масса звезды — тем интенсивнее с её поверхности идёт излучение:
Распределения цветов, в зависимости от температуры (в градусах Кельвина)
Как видно из графика распределения Максвелла выше, скорости реакций растут в зависимости от температуры растут не линейно — когда температура подходит к «критической точке» очень близко, реакции начинают идти в десятки раз быстрее. Поэтому жизнь больших звёзд может быть весьма короткой в астрономических масштабах — всего пару миллионов лет, это ничто в сравнении с расчётным временем существования красных карликов — в целый триллион лет (по понятным причинам, ни одной такой звезды ещё не погасло, и мы в данном случае можем полагаться только на расчёты, но продолжительность их жизни — явно превышает сотню миллиардов лет).
Жизнь большинства звёзд протекает на главной последовательности, которая представляет из себя кривую линию, проходящую из верхнего-левого к нижнему-правому углу:
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела
Этот процесс может показаться довольно унылым: водород превращается в гелий, и этот процесс продолжается миллионы и даже миллиарды лет. Но на самом деле, на Солнце (и остальных звёздах) даже во время этого процесса на поверхности (и внутри) всё время что-то происходит:
Видео за 5-летний период, сделанное из фотографий «Обсерватории солнечной динамики» NASA запущенной в рамках программы «Жизнь со Звездой», отображён вид Солнца в видимом, ультрафиолетовом и рентгеновских спектрах света.
Полный процесс термоядерных реакций в тяжёлых звёздах выглядит так: водород — гелий — бериллий и углерод, а дальше начинают идти несколько параллельных процессов, заканчивающихся на образовании железа:
Это обусловлено тем, что железо обладает минимальной энергией связи (в расчёте на нуклон), и дальнейшие реакции идут уже с поглощением, а не выделением энергии. Звезда всю свою долгую жизнь находится в равновесии между силами гравитации, сжимающими её, и термоядерными реакциями, которые излучают энергию и стремятся «растолкать» вещество.
Переход от сжигания одного вещества к другому происходит с увеличением температуры в ядре звезды (так как каждая последующая реакция требует всё большей температуры — порою на порядки величины). Но не смотря на рост температуры — в целом «баланс сил» сохраняется до самого последнего момента…
Происходящие при этом процессы можно разделить на четыре варианта развития событий:
1) От массы зависит не только продолжительность жизни звезды, но и то, каким образом она закончится. Для «самых маленьких» звёзд — коричневых карликов (класс M) он завершится уже после выгорания водорода. Но тот факт, что перенос тепла в них осуществляется исключительно конвекцией (перемешиванием) означает то, что звезда максимально эффективно использует весь его запас. А также — максимально бережно будет его расходовать долгие миллиарды лет. Но после расходования всего водорода — звезда медленно остынет, и окажется в состоянии твёрдого шара (на подобии Плутона) состоящего почти полностью из гелия.
2) Далее идут более тяжёлые звёзды (к коим относится и наше Солнце) — масса этого, возможного будущего звезды ограничена сверху в 1,39 массы Солнца для остатка, образующегося после этапа красного гиганта (предел Чандрасекара). Звезда имеет достаточный вес, чтобы зажглась реакция образования углерода из гелия (естественно, самых распространённых нуклидов — гелий-4 и углерод-12). Но и реакции водород-гелий не перестают идти — просто область их протекания переходят в внешние, всё ещё насыщенные водородом слои звезды. Наличие двух слоёв, в которых протекают термоядерные реакции ведёт к значительному росту светимости, что вызывает «раздувание» звезды в размерах.
Многие ошибочно считают, что до момента красного гиганта, светимость Солнца (и других подобных звёзд) постепенно уменьшается, а затем резко начинает расти, на самом деле рост светимости идёт всю основную часть жизни звезды:
И на основе этого строят неверные теории, что в долгосрочной перспективе — Венера является лучшим вариантом для заселения человеком — на самом деле, к тому моменту, когда у нас появятся технологии для терраформирования современной Венеры, они могут оказаться безнадёжно устаревшими, и просто-напросто бесполезными. Тем более Земля по современным данным, имеет высокие шансы пережить состояние «красного гиганта» Солнца, на его границе, а вот у Венеры — шансов нет, и «всё что нажито непосильным трудом» — станет частью «пополневшего» Солнца.
На стадии красного гиганта звезда не только значительно увеличивает светимость, но также и начинает быстро терять массу, за счёт этих процессов запасы топлива быстро заканчиваются (этот этап как минимум в 10 раз меньше этапа сжигания водорода). После чего звезда уменьшается в размерах, превращается в белого карлика и постепенно остывает.
3) Когда масса выше первого предела, массы таких звёзд достаточно чтобы зажечь последующие реакции, вплоть до образования железа, эти процессы в конечном итоге приводят к взрыву сверхновой.
Железо уже практически не участвует в термоядерных реакциях (и точно — не выделяет энергии), и просто собирается в центре ядра до тех пор, пока давление действующее на него снаружи (и действия силы гравитации самого ядра изнутри) не достигает критической точки. В этот момент сила, сжимающая ядро звезды становится столь сильной, что давление электромагнитного излучения больше не в состоянии удерживать вещество от сжатия. Электроны «вдавливаются» в атомное ядро, и нейтрализуются с протонами, так что внутри ядра остаются практически одни нейтроны.
Этот момент имеет квантовую основу, и имеет очень чёткую границу, а состав ядра — состоит из довольно чистого железа, так что процесс оказывается катастрофически быстрым. Предполагается, что этот процесс происходит за секунды, а объём ядра падает в 100 000 раз (и соответственно растёт его плотность):
Эти процессы имеют в своей основе захват нейтрона (r-процесс и s-процесс) или захват протона (p-процесс и rp-процесс), с каждой такой реакцией химический элемент увеличивает своё атомное число. Но в обычной ситуации такие частицы не успевают «поймать» ещё один нейтрон/протон, и распадается. В процессах же протекающих внутри сверхновой реакции протекают настолько быстро, что атомы успевают «проскочить» большую часть таблицы Менделеева, так и не распавшись.
Таким образом происходит образование нейтронной звезды:
4) Когда же масса звезды превосходит и второй, предел Оппенгеймера — Волкова (1,5 — 3 массы Солнца для остатка или 25 — 30 масс для изначальной звезды), в процессе взрыва сверхновой остаётся слишком большая масса вещества, и давление не в состоянии сдерживать даже квантовые силы.
В данном случае — имеется ввиду предел обусловленный принципом Паули, гласящим что две частицы (в данном случае — речь идёт об нейтронах) не могут находиться в одном квантовом состоянии (на этом основана структура атома, состоящего из электронных оболочек, число которых постепенно растёт с атомным числом).
Давление сдавливает нейтроны, и дальнейший процесс становится не обратим — всё вещество стягивается в одну точку, и образуется чёрная дыра. Сама она уже никак не воздействует на окружающую среду (за исключением гравитации конечно), и может светиться лишь за счёт аккреации (попросту — падения) вещества на неё:
Как можно видеть по сумме всех этих процессов — звёзды это настоящий кладезь физических законов. А в некоторых областях (нейтронные звёзды и чёрные дыры) — это настоящие физические лаборатории с экстремальными энергиями и состояниями вещества.
Постнаука — Нейтронные звёзды и чёрные дыры (серия видео):