Обзорная статья о нуклеосинтезе в звёздах, звёздной эволюции и сверхновых


    Остатки сверхновой в созвездии Тельца, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами.

    Всем многообразием химических элементов существующих в природе мы обязаны звёздам. Ведь в самом начале существования Вселенной первичный ядерный синтез подарил Вселенной только водород и гелий.

    Спустя сотни тысяч лет зажглись первые звёзды, внутри которых начался синтез ядер более тяжёлых элементов. Ведь что такое звезда? Звезда — это баланс между энергией, выделяющейся при нуклеосинтезе в её ядре, и гравитационной силой, сжимающей звезду. В конечном итоге, гравитация всегда побеждает — это только вопрос времени.

    Как работает внутризвёздная алхимия?

    Первичным ресурсом для термоядерного синтеза являются ядра водорода, из которых более чем на 90% и состоят звёзды. В результате реакции термоядерного синтеза из четырех протонов в конечном итоге образуется ядро гелия, с выделением ряда разнообразных элементарных частиц. В конечном состоянии суммарная масса образовавшихся частиц меньше массы четырех исходных протонов, а значит, в процессе реакции выделяется свободная энергия. Из-за этого внутренне ядро новорожденной звезды быстро разогревается до сверхвысоких температур, и его избыточная энергия начинает выплескиваться по направлению к ее менее горячей поверхности. Одновременно с этим нарастает и давление в центре звезды (уравнение Менделеева-Клапейрона). Таким образом, «сжигая» водород в процессе термоядерной реакции, звезда не дает силам гравитации сжать себя до сверхплотного состояния, противопоставляя гравитационному коллапсу непрерывно возобновляемое внутреннее термическое давление, в результате чего возникает устойчивое энергетическое равновесие. Этот период жизни звезды называется главной последовательностью (на диаграмме Герцшпрунга-Рассела) и является самым продолжительным. В частности, Солнце находится на активной стадии сжигания водорода в процессе активного нуклеосинтеза уже около 5 миллиардов лет, и запасов водорода в ядре для его продолжения нашему светилу должно хватить еще на 5,5 миллиардов лет.


    Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

    Надо сказать, что определяющим свойством звезды является, конечно же, её масса. Большинство звёзд лежит в пределах от 0,1 до 100 масс Солнца. Мы, как патриоты, естественно, измеряем массу звёзд в солнечных массах.

    Основные фазы звёзд разнятся по свойствам и продолжительности в зависимости от массы, но начало конца у всех одинаково.

    По мере истощения запасов водорода в недрах звезды силы гравитационного сжатия, терпеливо ожидавшие этого часа с самого момента зарождения светила, начинают одерживать верх — и под их воздействием звезда начинает сжиматься и уплотняться. Этот процесс приводит к двоякому эффекту: температура в слоях, окружающих ядро, звезды повышается до уровня, при котором содержащийся там водород вступает в реакцию термоядерного синтеза с образованием гелия. В то же время температура в самом ядре, состоящем теперь практически из одного гелия, повышается настолько, что уже сам гелий — своего рода «пепел» затухающей первичной реакции нуклеосинтеза — вступает в новую реакцию термоядерного синтеза: из трех ядер гелия образуется одно ядро углерода. Этот процесс вторичной реакции термоядерного синтеза, топливом для которого служат продукты первичной реакции, — один из ключевых моментов жизненного цикла звезд.

    При вторичном сгорании гелия в ядре звезды выделяется так много энергии, что звезда начинает буквально раздуваться. В частности, оболочка Солнца на этой стадии расширится за пределы орбиты Венеры. При этом совокупная энергия излучения звезды остается примерно на том же уровне, что и в течение основной фазы ее жизни, но, поскольку излучается эта энергия теперь через значительно большую площадь поверхности, внешний слой звезды остывает до красной части спектра. Звезда превращается в красный гигант.

    Для звезд класса Солнца после истощения топлива, питающего вторичную реакцию нуклеосинтеза, снова наступает стадия гравитационного коллапса — на этот раз окончательного. Температура внутри ядра больше не способна подняться до уровня, необходимого для начала очередной термоядерной реакции синтеза. Поэтому звезда сжимается до тех пор, пока силы гравитационного притяжения не будут уравновешены давлением вырожденного электронного газа. Электроны, до этого момента не игравшие видную роль в эволюции звезды, на определенной стадии сжатия из-за высокого давления и температуры внутри ядра почти все покидают свои ядерные орбитали. Находясь в таком высокоэнергетическом состоянии они уже сами оказывают сопротивление гравитационному сжатию. Состояние звезды стабилизируется, и она превращается в белого карлика, который будет излучать в пространство остаточное тепло, пока не остынет окончательно.

    Звезды более массивные, чем Солнце, ждет куда более зрелищный конец. После сгорания гелия их масса при сжатии оказывается достаточной для разогрева ядра и оболочки до температур, необходимых для запуска следующих реакций нуклеосинтеза — углерода, затем кремния, магния — и так далее, по мере роста ядерных масс. При этом, при начале каждой новой реакции в ядре звезды предыдущая продолжается в его оболочке. Таким образом звезда начинает напоминать луковицу с разными реакциями синтеза в определённых слоях. На самом деле, все химические элементы вплоть до железа, из которых состоит Вселенная, образовались именно в результате нуклеосинтеза в недрах умирающих звезд этого типа. Но железо — это предел; оно не может служить топливом для реакций ядерного синтеза или распада ни при каких температурах и давлениях, поскольку как для его распада, так и для добавления к нему дополнительных нуклонов необходим приток внешней энергии. В результате массивная звезда постепенно накапливает внутри себя железное ядро, не способное послужить топливом ни для каких дальнейших ядерных реакций.

    Как только температура и давление внутри ядра достигают определенного уровня, электроны начинают вдавливаться в протоны ядер железа, в результате чего образуются нейтроны. И за очень короткий отрезок времени — некоторые теоретики полагают, что на это уходят считанные секунды, электроны буквально растворяются в протонах ядер железа, и всё вещество ядра звезды превращается в сплошной сгусток нейтронов и начинает стремительно сжиматься в гравитационном коллапсе, поскольку противодействовавшее ему давление вырожденного электронного газа падает до нуля. Внешняя оболочка звезды, из под которой оказывается выбита всякая опора, обрушивается к центру. Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды. За считанные секунды при вспышке сверхновой может выделиться в пространство больше энергии, чем выделяют за это же время все звезды галактики вместе взятые.

    После вспышки сверхновой и разлета оболочки у звезд массой порядка 10-30 солнечных масс продолжающийся гравитационный коллапс приводит к образованию нейтронной звезды, вещество которой сжимается до тех пор, пока не начинает давать о себе знать давление вырожденных нейтронов — иными словами, теперь уже нейтроны (подобно тому, как ранее это делали электроны) начинают противиться дальнейшему сжатию.

    Наконец, если масса ядра звезды превышает 30 солнечных масс, ничто не в силах остановить ее дальнейший гравитационный коллапс, и в результате вспышки сверхновой образуется черная дыра.

    Почему сверхновые так важны?

    Недавно, благодаря наблюдательным данным, подтвердилась гипотеза о том, что термоядерный синтез происходит также и в сам момент вспышки сверхновой — ударная волна проходит через все слои звезды, на мгновение значительно повышая давление, и запускает кратковременый синтез самых тяжелых элементов таблицы Менделеева.

    Более того, сверхновые являются главными распространителями элементов по Вселенной, разбрасывая их на многие сотни световых лет от места их рождения. А давление излучения на окружающие газопылевые облака запускает процесс рождения новых звёзд.

    Как же мы узнаем о химическом составе таких объектов как звёзды?

    Дело в том, что атомы каждого химического элемента имеют строго определённые резонансные частоты, в результате чего именно на этих частотах они излучают или поглощают свет. Это приводит к тому, что в спектроскопе на спектрах видны линии (тёмные или светлые) в определённых местах, характерных для каждого вещества. Интенсивность линий зависит от количества вещества и его состояния.

    Оптическая спектроскопия зародилась в 1802 году, когда были обнаружены темные линии в спектре Солнца. Эти линии заново открыл и описал Фраунгофер в 1814 году. В 60-е годы XIX века Кирхгоф дал почти правильную трактовку этих линий, считая что это линии поглощения, обусловленные наличием в атмосфере Солнца различных газов, и что с каждым газом связана определенная линия.



    Целенаправленная научная спектроскопия началась в 1853 году, когда Ангстрем сопоставил линии излучения газов с различными химическими элементами — так зародился новый метод получения информации о составе веществ — спектральный анализ. Сейчас это один из мощнейших инструментов современной науки. Этот чувствительный метод широко применяется в аналитической химии, астрофизике, металлургии, машиностроении, геологической разведке, археологии и других отраслях науки.
    Поделиться публикацией

    Похожие публикации

    Комментарии 32

      +5
      Спасибо, хорошее и понятное изложение.
        +1
        Круто. Всё понятно, но теперь появились вопросы.

        1. Это что же получается, все элементы после железа появились только благодаря вспышкам сверхновых? А не слишком ли их много вокруг?
        2. Как получилось что «современные звёзды» состоят в основном из водорода? Ведь, исходя из пункта 1, получается что уже основная масса водорода должна была уйти на создание более тяжёлых элементов.
          0
          Ответ уровнем выше :)
            0
            Представьте себе. Все кроме водорода и гелия результат взрыва сверхновых. Это кажется, что тяжелых элементов много, потому что мы живём на планете из них состоящих. А тем временем масса Солнца составляет 99,87% массы всей системы.
              0
              Представьте себе. Все кроме водорода и гелия результат взрыва сверхновых.

              Очень категоричный ответ, есть несколько возражений, например:
              1) А литий вы не забыли?
              2) Некоторая доля тяжелых элементов синтезируется при взаимодействии космического излучения и атомов в открытом космосе.
                0
                И тут я понял, что моя магия намного слабее. Признаюсь честно, не знал.
                • НЛО прилетело и опубликовало эту надпись здесь
              +1
              Задаёте правильные вопросы. Ваши ответы:
              1. Образование ядер элементов тяжелее железа — 56 с выделением энергии невозможно, тем не менее, это не конец, а только начало конца. Во-первых, действительно, все более тяжелые элементы образовываются в момент взрыва сверхновой вплоть до калифорния. Во-вторых, гравитационной энергии, постепенно сжимающей звезду становится достаточно для реакций захвата нейтронов ядром железа. Главным критерием успешности синтеза в таком случае становится то, что скорость захвата нейтронов должна быть больше скорости распада элемента. В подтверждение этой общепринятой гипотезы выступают технециевые звёзды, в спектрах которых обнаружены линии поглощения короткоживущего элемента, такого как технеций. Более подробно о механизмах дальнейшего синтеза, который только употребляет энергию, не производя её можно прочитать здесь.
              2. За все время существования звезды перерабатывается лишь малая часть водорода и гелия, которой оказывается достаточно для поддержания «горения» звезды. Остальная часть по-сути нужна только для создания гравитационной силы, сжимающей звезду, которая затем снова разбрасывает тем или иным образом по Вселенной.

              Химический состав звезды помогает также определить к какому поколению звёзд (звёздному населению) она относится. Зная приблизительный состав звезды в данном возрасте учёные сравнивают количество тяжёлых элементов и могут судить девственно ли газопылевое облако, из которого образовалась звезда, либо оно уже является остатками предыдущей звезды. Большинство современных звёзд представлено звёздным населением I. Звёздное население 2 содержит намного меньше тяжёлых элементов в своём составе. Гипотетическое звёздное население III — это первые звёзды вселенной, которые были очень массивными с малой продолжительностью жизни и не имели тяжёлых элементов в своём составе.
                0
                Остатки сверхновой в созвездии Краба, вспыхнувшей в 1054 году нашей эры и зарегистрированной китайскими астрономами.


                Что еще за созвездие Краба? Нет такого созвездия. На фото — туманность М1, она же Крабовидная туманность. Находится в созвездии Тельца.
                  0
                  Спасибо, переклинило что-то.
                  0
                  Состав современных звёзд — 93% водород 7% гелий 1% все остальные элементы
                  Итого 101% :)
                    0
                    Спасибо, уточню — исправлю)
                      0
                      Так даже интереснее :)
                    +1
                    Еще один интересный момент в эволюции звезд — это образование химических элементов тяжелее железа, которое происходит при взрыве нейтронных звезд (в комментах уже на это обратили внимание). В частности, золота.

                    По этому поводу, хотелось бы обратить внимание на интересную игру слов.

                    По хорватски Pepeljuga — это «золушка». По сути, как мы увидели, ЗОЛото — это и есть «пепел» звезд. Ну или «ЗОЛа», по другому.
                      –1
                      А почему по хорвастки?.. По белоруски и польски тоже так.
                        0
                        Ну просто я слышал только хорватский вариант)
                      0
                      Состав современных звёзд — 93% водород 7% гелий 1% все остальные элементы

                      Если убрали эту фразу из текста- правильно сделали.
                      Не совсем корректно.Имелось наверное ввиду процентное соотношение
                      количества ядер после первичного (дозвездного нуклеосинтеза).
                      Что необходимо в таком случае подчеркивать.
                      А массовое соотношение насколько помню 75 к 25 (водород и гелий — примерно).
                      Фраза еще некорректна потому, что все зависит от положения звезды на главной последовательности. Может у какой-то водород уже и на исходе.
                        0
                        Гипотетическое звёздное население III — это первые звёзды вселенной, которые были очень массивными с малой продолжительностью жизни и не имели тяжёлых элементов в своём составе.


                        Да, тут астрономы нас хотя запутать.
                        население III, а речь идет о первом поколении звезд :))))
                        в которых начался звездный синтез
                          0
                          В контексте статьи можно было упомянуть о некоторых интересных деталях.
                          Например, о том что большая массовая доля гелия (25-30%… точно не помню)
                          свидетельствует в пользу теории Большого взрыва, так как такое большое количество гелия могло образоваться только в дозвездном нуклеосинтезе, но никак не во внутризвездном.
                            0
                            Откуда же тогда взялись все «тяжелые» элементы на Земле, если Солнце их не могло произвести? Из соседней звездной системы, взорвавшейся как свехновая? А как они в планету тогда превратились?
                              0
                              Гравитацией собрало из газового облака «начинки» звезд предыдущих поколений.
                                +1
                                Да, из остатков сверхновых. Возможно также, что вещество пришло и не изнашей галактики, т. к. существует межгалактическая коммуникация потоков газа и пыли.
                                А превращение в планету происходит в протопланетном диске, вокруг молодой звезды, который и состоит из этих газа и пыли.
                                +1
                                Энергия столкновения обрушившейся внешней оболочки с нейтронным ядром столь высока, что она с огромной скоростью отскакивает и разлетается во все стороны от ядра — и звезда буквально взрывается в ослепительной вспышке сверхновой звезды.


                                Не могли бы вы прокомментировать этот процесс? Мне не совсем понятно, откуда берется энергия на отскакивание на расстояние большее исходного (до коллапса).
                                  0
                                  Численные методы показали, что одной кинетической энергии отскока оболочки звезды от её ядра не хватает для того, чтобы на большой скорости сорвать верхние слои звезды. Тут нужно учитывать, что взрывная волна проходящая по оболочке, инициализирует термоядерные реакции синтеза + всё это ещё подпитывается мощным потоком нейтринного излучения, выходящего из ядра звезды. Учёт наличия вращения и, как следствие, магнитного поля в численных моделях взрыва сверхновой позволяет получить достаточно энергии, для сброса оболочки и запуска её в долгое космическое путешествие в виде расширяющейся туманности.
                                  +1
                                  10-30 Превращается в нейтронную звезду?
                                  Меня учили диапазон масс сверхновой 8-15 нейтронка, 15-30 ЧД, 30 и более — остатка нет воовсе
                                    0
                                    Массы для коллапса в нейтронную звезду и ЧД переоценивали.
                                    Сейчас числа немного изменились для пределов Чандрасекара и Оппенгеймера — Волкова.
                                    В тему статьи

                                      0
                                      А можно ссылки на статьи?
                                          0
                                          Как приятно понимать, что собеседник считает тебя идиотом, это дает тысячу преимуществ.
                                          Есесно я знаю что это такое, я просил ссылки на статьи в адсе с оценками этих пределов. В статьях Вики указаны именно те числа. что я и назвал.
                                          Только я указал, что при взрыве сверхновой с массой в 30 солнечных остатка нету.
                                            0
                                            "… увидел субъекта, сделавшего из своего разума дубину, — огрей его обычной!" (с)
                                            Нужно внимательно читать статьи по ссылкам, а не отмахиваться от них со словами «не читал, но осуждаю.»

                                            при взрыве сверхновой с массой в 30 солнечных остатка нету

                                            Такое утверждение без ссылок на авторитетные источники — ничто.

                                            30М — это, фактически, нижний предел массы для превращения одиночной звезды в чд.
                                            Современные оценки предела Оппенгеймера — Волкова лежат в пределах 2,5—3 солнечных масс. Нужно отметить, что данная оценка основывается на массе звезды после взрыва, а не до (в отличие от предела Чандрасекара). При этом стоит отметить, что при самом взрыве звезда теряет до 90% своей массы.
                                              0
                                              Нужно внимательно читать статьи по ссылкам, а не отмахиваться от них со словами «не читал, но осуждаю.»

                                              А кто отмахивается? Даипазон для Опенеймера-Волкова соответствует массе исходной звезды в 15-25 солнечных. Наиболее вероятным считался 15.
                                              Такое утверждение без ссылок на авторитетные источники — ничто

                                              А я и не настаиваю, мне был интересен момент когда пересчитывались пределы. Если это было до того, как я запомнил, значит надо искать пруф на мои воспоминания, а если после — уже не актуально
                                    0
                                    Есть вопрос по поводу второго абзаца: от какого момента отсчитываем сотни тысяч лет?
                                    Если от момента большого взрыва, то за это время разве что успели сконденсироваться первые атомы. Образование звезд — это уже миллионы лет от большого взрыва.

                                    Только полноправные пользователи могут оставлять комментарии. Войдите, пожалуйста.

                                    Самое читаемое