Планеты и звезды
Эволюция звезд
Наиболее вероятное место, где могут идти ядерные реакции (за исключением только что упомянутой),-внутренние области звезд, так как для этих реакций необходимы чрезвычайно высокие температуры. Мы проследили эволюцию межзвездного облака в протозвезды, т.е. в довольно конденсированные массы с температурой в несколько тысяч градусов. Как уже объяснялось, при таком состоянии собственное тяготение может быть уравновешено высокой внутренней температурой, так что потеря тепла с поверхности приводит к сжатию протозвезды и ее разогреву
Когда температура становится достаточно высокой, начинается термоядерное сгорание водорода внутри планеты
Когда температура становится достаточно высокой, начинается термоядерное сгорание водорода. Это компенсирует тепловые потери с поверхности, и звезда уже не должна сжиматься. Поскольку термоядерное сгорание водорода — чрезвычайно производительный источник тепла, звезда входит в длительный стабильный период, известный как «главная последовательность »; в случае Солнца этот период должен продолжаться примерно Ю10 лет, т.е. вдвое превышать нынешний его возраст. Однако в конце концов водород начинает иссякать.
Сначала это происходит в центре, так как в глубоких недрах звезды нет конвекции, и накапливающийся гелий не может быть удален. В результате образуется гелиевое ядро, размеры которого непрерывно растут, а окружающая его оболочка сгорающего водорода медленно смещается к внешним областям.
Поскольку давление-это просто суммарный эффект ударов всех частиц, присутствующих в «газе», постольку уменьшение числа частиц при ядерных реакциях (таких, как превращение четырех ядер водорода в одно ядро гелия) ведет к понижению давления внутри звезды.
Звезда отвечает сжатием
Звезда отвечает на это сжатием, что вызывает повышение температуры до уровня начала термоядерного сгорания гелия, результатом которого в свою очередь становится появление углеродно-кислородного ядра звезды и т. д. Насколько далеко заходит эта череда термоядерных реакций, зависит от массы звезды. Малая масса газа никогда не достигнет температуры, достаточной для начала сгорания водорода, так как прежде чем она сможет сжаться в достаточной степени, атомы водорода войдут в соприкосновение друг с другом, что предотвратит дальнейшее сжатие, и эта масса останется холодной.
Так, в грубой схеме, произошло с Юпитером. Солнце гораздо массивнее, и там стало возможным сгорание водорода, но только водорода, а не гелия. Однако в самых крупных звездах, с массой, в шесть раз превышающей массу Солнца, термоядерные реакции развиваются дальше, и такие звезды состоят из серии концентрических оболочек, в каждой из которых происходит сгорание более тяжелых элементов, чем в более верхнем слое.
Когда е-процесс в центре звезды завершился образованием элементов группы железа, энергия ядерных реакций там выделяться уже не может, хотя сгорание более легких элементов в окружающих оболочках еще продолжается. Ядро, состоящее из элементов группы железа, сжимается, как это было уже с более ранними центральными ядрами звезды, и температура повышается.
Звезда остается стабильной, пока температура не достигнет 10 К
Звезда остается стабильной, пока температура не достигнет Ю10 К, когда атомные ядра элементов группы железа начинают распадаться на более простые частицы, такие, как ос-частицы и нейтроны. (Это аналогично чересчур сильному встряхиванию предметов в коробке, при котором они выбрасываются оттуда.) При такой дезинтеграции ядер, конечно, много энергии поглощается, и звезда реагирует на это дальнейшим сжатием, что только усугубляет обстановку.