От чёрных облаков к чёрным дырам

т.e. ядра кислорода, неона, магния, кремния, серы и т.д. В конце концов, два ядра кремния сливаются, образуя ядро никеля, что происходит при температуре 3,5 миллиарда градусов:

²⁸Si + ²⁸Si → ⁵⁶Ni.

По причинам, которые мы вскоре обсудим, в этом месте процесс синтеза приостанавливается. Звёздный термоядерный реактор не может работать с ядрами «группы железа», т.е. железом, кобальтом и никелем.

К этому моменту звезда достигает максимального размера, так как при истощении конкретного топлива сердцевина звезды сжимается (пока не поджигается новая реакция синтеза), а оболочка расширяется. Если в начале процесса эволюции звезда имела однородный состав и содержала преимущественно водород, то теперь в ней образовалась слоистая структура, напоминающая луковицу. Как показано на рис. 49, в центре содержатся самые тяжёлые элементы (из группы железа), а более лёгкие элементы последовательно образуют слои, если двигаться от центра наружу, к более холодным областям. Самая внешняя оболочка будет состоять преимущественно из водорода, так как там слишком холодно, чтобы могли идти какие-то реакции синтеза.

Рис. 49. Схематический разрез далеко эволюционировавшей звезды от центра к поверхности (луковичная структура звезды):Fe — железо; N1 — никель; Si — кремний; О — кислород; Ne — неон и т.д.КОНЕЦ ПУТИ

Оставим на время звёзды и вернёмся к тому вопросу, который ещё ждёт ответа: почему ядерный синтез прекращается на элементах группы железа?

Чтобы найти ответ, вспомним о двух фундаментальных силах природы, действующих между ядерными частицами. Сила электрического отталкивания действует между двумя протонами, но не затрагивает нейтроны. Ядерная сила притяжения в равной степени сильно действует между всеми протонами и нейтронами. Для маленьких ядер вроде ⁴Не вторая сила много больше первой, так что ядро крепко связано. Однако у очень тяжёлого ядра, содержащего, скажем, более 50 частиц, размеры также весьма велики. Но на больших расстояниях связывающие ядерные силы действуют не так эффективно. Кроме того, большое ядро содержит большое число протонов, так что их электростатическое отталкивание тоже становится заметным. Таким образом, ядра с массой, большей некоторой критической массы, уже не так сильно связаны, как более лёгкие ядра. Именно ядра группы железа являются самыми сильносвязанными. Если добавить в них ещё протонов или нейтронов, получатся новые ядра, уже не так сильно связанные, как ядра группы железа.

Рис. 50. Зависимость энергии связи на нуклон от числа частиц в ядре. Видно, что не все ядра одинаково стабильны. Кривая имеет максимум в области элементов группы железа (железо, кобальт, никель), которые являются наиболее стабильными. (Энергия выражена в мегаэлектрон-вольтах; 1 МэВ=1,6 • 10^-13 Дж)

На рис. 50 графически проиллюстрировано это свойство ядер. На графике построена для разных ядер «энергия связи на один нуклон». Под нуклоном имеется в виду либо протон, либо нейтрон, а энергия связи — это то количество энергии, которое нужно затратить, чтобы вырвать нуклон из ядра. Как видно из рис. 50, энергия связи на нуклон для гелия больше, чем для водорода. Это означает, что для разбивания ядра гелия и превращения его в четыре ядра водорода нужно затратить энергию. Обратно, если соединить вместе ядра водорода, получится ядро гелия и некоторый избыток энергии. Именно по этой причине звёзды получают энергию за счёт реакции синтеза. Аналогично, процессы синтеза будут работать для более тяжёлых ядер до тех пор, пока мы поднимаемся по кривой энергии связи. Как только пик достигнут (в области группы железа), дальше можно только опускаться. И теперь уже синтез не помогает.

На самом деле, из графика на рис. 50 ясно, что основная часть энергии синтеза высвобождается на первых ступенях лестницы при превращении водорода в гелий. Энергия, выделяющаяся в остальных реакциях, намного меньше. Поэтому дальнейший синтез не слишком продлевает активную жизнь звезды в виде красного гиганта. В табл. 6 приведены те промежутки времени, которые тратятся на последовательное сжигание разного топлива в массивной звезде.

Таблица 6 Время сгорания разного топлива а термоядерном

синтезе для звезды массой 25 M_☉ТопливоТемпература,

млн. градВремя Водород 60 7 млн. лет Гелий 240 500 000 лет Углерод 930 600 лет Неон 1750 1 год Кислород 2300 6 месяцев Кремний 4100 1 день