Мир вокруг нас

Заглянув внутрь звёзд, можно обнаружить слоистое строение, как и в случае планет, но благодаря более высоким, чем у планет, давлению и температуре (= концентрации энергии), уровни вещества в звёздах — деградируют до ещё более низких уровней, чем в планетах. Например, существование атомов (а у самых лёгких и холодных звёзд, т. н. коричневых карликов — и молекул) — возможно лишь в наиболее разрежённых, периферийных слоях, — т. н. атмосфере звезды (где атомы или молекулы, хотя и в возбуждённом состоянии, но могут существовать). Но стоит опуститься ближе к «поверхности» — как происходит ионизация, т. е. разрушение атомов до более низких уровней вещества, с образованием плазмы, состоящей из отдельных атомных ядер и электронов, составляющей значительную долю объёма любой (типичной) звезды. (По уровню вещества, плазма — находится ниже, чем даже самые внутренние области (лёгких) планет).

В центральной области звезды — располагается ядро, в котором (или на периферии которого) — протекают термоядерные реакции. Рассмотрим их подробнее:

Суть термоядерных реакций

Термоядерные реакции, или реакции слияния ядер — протекают только при достаточно высоких температурах, недостижимых в недрах планет (отсюда — и название этих реакций: термоядерные). Высокая температура — необходима для того, чтобы придать ядрам (или протонам) достаточно большие импульсы, необходимые для преодоления электромагнитного отталкивания протонов (ядер) друг от друга, т. е. сближения до расстояний, где вступают в силу короткодействующие взаимодействия — мезонные и слабые (дающие разные типы реакций).

Самые неприхотливые к температуре, термоядерные реакции — это реакции т. н. горения дейтерия, = реакции слияния ядра дейтерия с протоном, а также двух ядер дейтерия друг с другом, и т. п., эффективно протекающие при 1 000 000 K [54]. Температура 10⁶ K — достижима уже на начальных этапах эволюции звёзд (формирующихся при сжатии участков межзвёздного газового / газо-пылевого облака).

Горение дейтерия — также практически единственная термоядерная реакция, возможная в недрах наиболее маломассивных звёзд — коричневых карликов. Это — главный источник термоядерной энергии в этих звёздах, который относительно быстро (не более чем за сто миллионов лет [55]) истощается. А т. к. реакции, требующие более высоких температур, в недрах данных звёзд невозможны (из-за малой массы звезды, а значит, недостаточной температуры в недрах) или непродолжительны, коричневые карлики, далее — остывают, при этом, со временем всё больше напоминая планеты, см. табл. 66.

Таблица 66 ^[56]

Сравнительная характеристика планет, коричневых карликов и более массивных, т. н. красных карликов, по отношению к термоядерному горению водорода и дейтерия

Часть коричневых карликов (с массами 0,065–0,075 Солнечной), а также обычные (по массе) звёзды (в т. ч. Солнце (= т. н. жёлтый карлик)), и более массивные звёзды — сжигают запас ядер дейтерия на самой заре своего существования (за миллионы лет [57]), но затем, после дальнейшего сжатия и ещё большего гравитационного разогрева недр — переходят к реакциям, более требовательным к температуре — т. н. горению водорода (о чём, подробнее — чуть позже).

В целом, реакции горения дейтерия, как уже было сказано — основной источник (термоядерной) энергии (и части излучения, вторая часть — за счёт гравитационного сжатия) лишь для маломассивных коричневых карликов. Основная реакция горения дейтерия (определённая, исходя из теоретических и экспериментальных данных) — это слияние ядра дейтерия и протона, с образованием ядра гелия-3 и гамма-кванта [58]. На постнеклассическом этапе, исходные и конечные ядра в этой реакции, в т. ч. выгоду образования конечного ядра, можно представить в наглядном виде (как уже, в целом, рассматривалось ранее).

Горение дейтерия в коричневых карликах, как уже отмечалось — может быть относительно непродолжительным (до ста миллионов лет), т. к. запасы дейтерия — ограничены (его содержание в звезде — такое же, как и в межзвёздной газовой или газо-пылевой туманности, т. е. не более порядка 10^–5 от ядер водорода [59]). В коричневых карликах с массой более 0,065 массы Солнца, и более массивных звёздах, после истощения запасов ядер дейтерия, наступает дальнейшее гравитационное сжатие звезды, которое приводит к значительно более высоким температурам в недрах (около 10⁷ K), достаточным для протекания реакций горения водорода [54]. Последние — становятся основным источником энергии практически для всех звёзд (в т. ч. Солнца), на протяжении подавляющей части их жизни.

Горение водорода, в звёздах с массой от 0,065 до около 1,5 масс Солнца [60] — начинается (преимущественно) с реакции, обусловленной слабыми, а не мезонными взаимодействиями. В связи с этим, далее может быть рассмотрена:

Геометрия электрослабых взаимодействий