Мир вокруг нас

Исходные, промежуточные и конечные ядра (изотопы) в этих реакциях (а также вылетающие, в процессе, частицы (нейтрино и позитрон, и фотон)), в наглядном виде — уже рассматривались ранее, поэтому не будем на том подробно останавливаться.

Далее:

Звёздная эволюция

Рассмотрим жизненный путь звёзд, т. е. изменения, происходящие со звёздами, с течением времени. Наблюдениям — доступны звёзды на разных этапах эволюции, что отражается на разнообразии их свойств.

Началу звёздной эволюции предшествуют процессы рождения звезды (формирования её из межзвёздного газового / газо-пылевого облака). Эти процессы — неотделимы от возникновения объектов более высокого уровня вещества — планетных (и звёздных) систем, поэтому будут рассматриваться позже.

Рождение звезды — это время, когда объект отделяется от остальной газовой или газо-пылевой туманности, и обретает гидростатическое равновесие, свойственное уровню вещества планет и звёзд. Для этого — необходим достаточно сильный источник внутренней энергии, т. е. термоядерные реакции. Реакции горения дейтерия, начинающиеся первыми, согласно расчётам — уже способны вызвать остановку (или замедление) гравитационного сжатия [67], т. е. создают гидростатическое равновесие, а также способствуют отделению объекта от остальной туманности [68]; т. о. горение дейтерия может считаться временем рождения звезды.

Горение дейтерия, однако, относительно короткая стадия в эволюции звёзд (занимающая не более сотни миллионов лет, у наименее массивных звёзд (коричневых карликов), и менее, у более массивных звёзд [69]). После выгорания дейтерия, все звёзды (кроме коричневых карликов), сжимаются далее, пока, вследствие роста температуры в недрах, не начнутся реакции горения водорода. Вернее, сжатие звезды и рост температуры продолжаются ещё некоторое время и далее, до тех пор, пока реакции горения водорода не ускорятся и не достигнут достаточной интенсивности, чтобы компенсировать силу гравитации, стремящуюся сжать звезду. В массивных звёздах, эта интенсивность горения водорода (и температура в недрах) — устанавливаются на гораздо более высоком уровне, чем в менее массивных звёздах. Поэтому, массивные звёзды — живут гораздо меньше, чем лёгкие, и исчерпывают запас водорода в центральных областях (ядре) намного быстрее лёгких звёзд: Например, времена жизни звёзд с массами от нескольких до более сотни масс Солнца — исчисляются всего миллионами лет, в то время как маломассивные, т. н. красные карлики (= звёзды с массами 0,075–0,6 массы Солнца [70]) — могут существовать, примерно, от сотни миллиардов, до триллионов лет [71] [72].

Хотя горение водорода — самый продолжительный этап эволюции звёзд (кроме коричневых карликов), в течение которого (от миллионов до триллионов лет) звезда светит ровно и практически не меняется, но рано или поздно, звёзды сжигают свой запас водорода в центральных областях (ядре), и переходят к завершающим этапам эволюции, при которых наблюдаются значительные изменения.

Ни один из красных карликов — ещё не мог дойти до завершающих этапов эволюции, т. к. время жизни этих маломассивных звёзд — должно превышать время, прошедшее от Большого Взрыва (13,8 млрд лет). Не далеки от них и оранжевые, а также жёлтые карлики (в числе которых — Солнце, расчётное время жизни которого — составляет около 10 млрд лет, что также не далеко от времени, прошедшего от Большого Взрыва, и т. о. значительная часть жёлтых карликов (как и оранжевые (= более лёгкие) карлики) — тоже не могли пройти полный путь эволюции).

Звёзды же достигающие завершающих этапов эволюции, претерпевают следующие изменения:

Прекращение реакций горения водорода в ядре звезды, приводит к дальнейшему гравитационному сжатию, и повышению температуры в недрах. Истощение запасов водорода в ядре, и рост температуры в нём — приводят к возможности горения водорода на поверхности ядра (состоящего из ядер гелия), т. о. горение водорода не прекращается, а продолжается в т. н. слоевом водородном источнике.

Перемещение горения водорода из центра ближе к периферии звезды (в слоевой источник) — приводит к расширению ещё более периферических областей, и превращению звезды в красного гиганта [73]. Диаметр звезды в этой стадии, оказывается многократно превышающим исходный размер звезды.

В целом, в фазе красного гиганта, звезда разделяется на более плотное (чем ранее) ядро, и более разрежённую (и протяжённую) периферийную часть.

Гравитационное сжатие центральных областей, и повышение температуры в ядре — происходят до тех пор, пока температура не достигнет около 10⁸ K, необходимых для начала реакций горения гелия [74]. Рассмотрим это явление подробнее:

Горение гелия

Основные реакции горения гелия — это т. н. тройной альфа процесс, превращающий три альфа-частицы в ядро углерода 12, и дальнейшая реакция — слияние альфа-частицы с образовавшимся ядром ¹²C, дающая ядро кислорода-16. Тройной альфа процесс, как видно — служит начальной реакцией горения гелия в звёздах.