ЯДЕРНОЕ ГОРЕНИЕ ВОДОРОДА

Итак, равновесная конфигурация большинства звезд определяется тем, что давление сил собственной тяжести звезды уравновешивается давлением идеального газа, нагретого за счет энергии термоядерных реакций, осуществляемых в звездных недрах. Согласно современным представлениям вся эволюция звезд связана с их ядерной эволюцией, в ходе которой “пепел” от сгорания предыдущего ядерного горючего со временем становится топливом для следующего этапа термоядерных реакций. Начальный же этап термоядерного синтеза в недрах звезд приходится на ядерное горение водорода — самого легкого и самого распространенного элемента во Вселенной.

Правда, еще на стадии протозвезды, в ходе ее гравитационного сжатия, температура в центре протозвез

ды может достигнуть нескольких миллионов Кельвинов, а это достаточно для начала ядерного горения дейтерия, лития и бериллия. Однако этих легких элементов в про-тозвезде мало, они быстро исчерпываются, превращаясь в ходе горения в гелий, и поэтому их ядерное горение никак не сказывается на протозвезде. Ее гравитационное сжатие будет продолжаться, и только энергия, выделяемая при сжатии протозвезды, обусловливает ее светимость Лишь когда температура, а также плотность вещества в центре протозвезды достигнут значений, необходимых для начала ядерного горения водорода, сжатие приостанавливается и в результате устанавливается гидростатическое равновесие звездных недр.

При ядерном горении водорода четыре протона (ядра водорода) синтезируются в одно ядро гелия с выделением термоядерной энергии. Этот процесс может осуществляться в двух различных циклах термоядерных реакций, называемых водородным (протон-протонным) и углеродно-азотным. Последний требует более высоких температур для начала реакций и поэтому возможен только в более массивных звездах (М > 2 Mс), поскольку для равновесной их конфигурации требуется более высокая температура звездных недр. Ведь лишь в этом случае давление газа способно предотвратить сжатие под действием сил тяжести массивной звезды.

Мы здесь не будем подробно останавливаться на реакциях ядерного горения водорода, которые неоднократно приводились в популярной литературе (см., например: Харитонов А. В. Энергетика Солнца и звезд. М., Знание, 1984). Упомянем только основные реакции синтеза гелия. При водородном цикле происходит за. хват протона (ядра водорода) другим протоном и образующимся в результате этого ядром дейтерия. Затем в реакциях с участием ядра гелия Не³ синтезируется ядро гелия Не⁴. Для другого цикла в качестве своеобразного катализатора требуется наличие ядер углерода С¹². В этом случае ядро гелия Не⁴ (а также вновь ядро С¹²) получается вследствие последовательных реакций захвата протона ядром С¹² и образующимися ядрами, часть которых перед этим подверглась бета⁺-распаду (в результате один из протонов в ядре превратился в нейтрон).

Если вещество звездных недр находится в состоянии идеального газа, то в случае углеродно-азотного цикла

Рий. 2. Схема углеродно-азотного цикла (через (р, альфа) обозначена реакция захвата протона с образованием альфа-частицы)

радиоактивный распад ядер с испусканием позитрона происходит значительно быстрее, чем реакции захвата протона. Особенно велико характерное время реакции захвата протона ядром азота N¹⁴ с образованием ядра кислорода О¹⁵ (рис. 2), составляющее около 0,3 млрд. лет. В водородном цикле наибольшее характерное время (порядка 10 млрд. лет) имеет самая первая реакция этого цикла — захват протона протоном. Если по каким-либо причинам ядерное горение водорода происходит в вырожденном газе, то в случае углеродно-азотного цикла ситуация существенно изменяется. Однако об этом мы скажем чуть позже, а пока продолжим рассмотрение эволюции обычных звезд.

Полная продолжительность ядерного горения водорода определяется их массой, но из этого вовсе не следует, что у более массивной звезды эта продолжительность больше, поскольку в такой звезде сосредоточено больше запасов ядерного топлива. На самом деле существует совершенно обратная зависимость, и если у звезды массой около 0,5 Mс продолжительность ядерного горения водорода составляет порядка 100 млрд. лет, то у звезды массой около 20 Mс — всего несколько миллионов лет. Все дело в температурных условиях, при которых осуществляется ядерное горение: чем выше температура, тем неимоверно быстрее сокращается характерное время термоядерных реакций. А как мы знаем, в недрах звезд с большей массой устанавливаются существенно более высокие значения температуры, чтобы газовое давление противостояло силам тяжести.

Резкая зависимость скорости ядерного горения от температуры обусловливает и то, что конфигурация звезд в^-это время чрезвычайно устойчива. Этим, в частности, объясняется то, что после установления гидростатического равновесия в звезде она занимает свое точно определенное место в главной последовательности на диаграмме светимость — эффективная температура (спектральный класс), или диаграмме Герцшпрунга— Рессела. В течение всего времени ядерного горения во” дорода звезда не покидает пределов ширины полосы главной последовательности. Причем светимость при ядерном горении водорода полностью определяется температурой звездных недр и, в частности, не зависит от типа термоядерных реакций.

Как заметил И. С. Шкловский, значение этих реакций состоит в том, что они как бы поддерживают температурный режим, установившийся равновесной конфигурацией звезды. И еще раз подчеркнем, что температурный режим в центре звезды (и ее положение на главной последовательности) фактически задается ее массой, а значит, и размерами, поскольку химический состав звезд при рождении практически одинаков, за исключением тяжелых элементов, содержание которых практически ничтожно по сравнению с содержанием водорода и гелия. Таким образом, на стадии ядерного горения водорода гидростатическое равновесие звездных недр тесно связано с устойчивостью их температурного режима.

Если бы в звездных недрах увеличилось энерговыделение за счет термоядерных реакций (например, при “включении” новых источников ядерного горения), звезда расширилась бы из-за возросшего давления идеального газа. Согласно газовым законам такое расширение должно привести к охлаждению газа и, следовательно, к понижению температуры в центральных районах звезды. Чрезвычайная чувствительность термоядерных реакций к изменению температуры привела бы к регулированию ядерного горения до установления нового температурного режима. Иначе говоря, обычная звезда при ядерном горении водорода является системой с отрицательной теплоемкостью.

Иная ситуация возникает при “включении” новых источников ядерного горения в условиях вырожденного газа. В случае вырождения электронной составляющей звездного вещества возросшее энерговыделение в недрах звезды также приводит к повышению температуры, однако расширения газа при этом не происходит, так как давление вырожденного газа не меняется с изменением температуры (в частности, поэтому нагреву подвергается лишь ионная составляющая звездного вещества). Благодаря же высокой чувствительности ядерного горения к температуре оно становится еще более эффективным, и за очень короткое время выделяется огромное количество термоядерной энергии. Иначе говоря, процесс приобретает взрывной характер.

Таким образом, если в ходе эволюции звезды ее вещество становится вырожденным, то при “включении” новых источников ядерного горения в ней возникнет сильно нестационарная ситуация, приводящая к потере теплового или даже гидростатического равновесия. Это обстоятельство, в частности, характерно для двойных звездных систем, компоненты которых находятся настолько близко друг к другу, что вещество одного из них начинает перетекать к другому. Если при этом компонент, к которому перетекает вещество (скажем, водород), состоит из вырожденного газа (белый карлик), то аккреция (падение) вещества на его поверхность как раз и приводит к “включению” ядерного горения в вырожденном газе. Этим механизмом и объясняются феномены Новых и рентгеновских барстеров, о чем и будет сказано дальше.

Помимо прочего, при существенном повышении температуры меняет свой характер само ядерное горение водорода. Так, например, при температурах выше 70 млн. К характерное время реакций захвата протонов в углеродно-азотном цикле становится гораздо короче характерного времени бета⁺-распада. Поэтому общее характерное время такого “горячего” углеродно-азотного цикла не зависит от температуры и плотности вещества, а определяется соотношением числа протонов N_p и числа ядер, участвующих в реакциях цикла, N_CNO : t прим_равно 10^2N/ N_CNO температуре выше 400 млн. К “горячий” углеродно-азотный цикл нарушается и возникает еще более сложный процесс — ядерное горение на быстрых протонах.

Подобный процесс реализуется при аккреции водорода на нейтронную звезду, вещество которой представляет собой вырожденный газ из нейтронов. Суть ядерного горения водорода на быстрых протонах заключается в том, что для ядер изетопов кислорода О¹⁴ и О¹⁵ (см. рис. 2) становится более эффективным процесс захвата alfa-частиц. (ядер Не⁴), чем бета⁺-распад. В результате цепочка реакций прежнего углеродно-азотного цикла удлиняется за счет захвата протонов и бета⁺ распада вплоть до ядер никеля (рис. 3). С другой стороны, такой тип ядерного горения характеризуется очень быстрым истощением водородного топлива, требующим всего несколько десятков секунд.

Однако более подробно ядерные процессы в двойных тесных системах мы рассмотрим чуть позже, а пока