Выгорание ядерного горючего звезды
Выгорание ядерного горючего звезды
Больший энтузиазм для учёных представляет процесс, в процессе которого шаг за шагом осуществляется постепенное выгорание ядерного горючего. Для расчёта этого процесса употребляется информация, приобретенная из лабораторных опытов; гигантскую роль при всем этом играют современные быстродействующие вычислительные машины. Хойл и Фаулер смоделировали при помощи ЭВМ процесс энерговыделения в звезде и проследили её ход. В качестве примера они взяли звезду, масса которой в три раза превосходит солнечную, другими словами звезду, находящуюся далековато за пределом Чандрасекара. Звезда с таковой массой обязана иметь светимость, в 60 раз превосходящую светимость Солнца, и время жизни около 600 млн. лет.
Мы уже знаем, что в процессе обыденных термоядерных реакций, протекающих в недрах звезды практически в течение всей её жизни, водород преобразуется в гелий. После того как значимая часть вещества звезды перевоплотится в гелий, температура в её центре растет. При увеличении температуры приблизительно до 200 млн. К ядерным горючим становится гелий, который потом преобразуется в кислород и неон. Таким макаром, гелиевое ядро начинает порождать более тяжёлое ядро, состоящее из 2-ух этих хим частей.
Сейчас звезда становится мультислойной энергопроводящей системой. В узкой оболочке, по одну сторону от которой находится водород, а по другую гелий, происходит перевоплощение водорода в гелий; эта реакция идёт с выделением энергии. Потому, пока такая реакция осуществляется, температура ядра звезды непреклонно растёт. Сжатие звезды ведёт к уплотнению её ядра и росту температуры в центре до 200-300 млн. К. Но даже при настолько больших температурах кислород и неон полностью устойчивы и не вступают в ядерные реакции.
Но через некое время ядро становится ещё плотнее, температура умножается, сейчас она уже приравнивается 600 млн. К. Тогда и ядерным топливом становится неон, который в процессе реакций преобразуется а магний и кремний. Образование магния сопровождается выходом свободных нейтронов. Когда звезда родилась из праматерии, она уже содержала некие металлы группы железа. Свободные нейтроны, вступая в реакцию с этими металлами, делают атомы более тяжёлых металлов — прямо до урана — самого тяжёлого из природных частей.
Но вот израсходован весь неон в ядре. Ядро начинает сжиматься, и опять сжатие сопровождается ростом температуры. Наступает последующий шаг, когда каждые два атома кислорода, соединяясь, порождают атом кремния и атом гелия. Атомы кремния, соединяясь попарно, образуют атомы никеля, которые скоро преобразуются в атомы железа. В ядерные реакции, сопровождающиеся появлением новых хим частей, вступают не только лишь нейтроны, но также протоны и атомы гелия. Возникают такие элементы, как сера, алюминий, кальций, аргон, фосфор, хлор, калий. Температура ядра подымается до полутора млрд градусов. Как и раньше длится образование более тяжёлых частей с внедрением свободных нейтронов, но на этой стадии из-за большой температуры происходят некие новые явления.
Хойл считает ,что при температурах порядка млрд градусов появляется массивное гамма-излучение, способное разрушать ядра атомов. Нейтроны и протоны отрываются от ядер, но этот процесс обратимый: частички вновь соединяются, создавая устойчивые композиции. Когда температура превзойдет 1,5 миллиардов. К, более возможными становятся процессы распада ядер. Любознательным и внезапным оказался последующий итог: при предстоящем увеличении температуры и усилении процессов разрушения и соединения ядра в конечном итоге присоединяют всё больше и больше частиц и, как следствие этого, появляются более тяжёлые хим элементы.
Так, при температурах 2-5 миллиардов. К появляются титан, ванадий, хром, железо, кобальт, цинк, и др. Но из всех этих частей более представлено железо. Как и до этого, при превращении лёгких частей в тяжёлые вырабатывается энергия, удерживающая звезду от коллапса. Своим внутренним строением звезда сейчас припоминает луковку, каждый слой которой заполнен в большей степени любым одним элементом.