Вселенная. Краткий путеводитель по пространству и времени: от Солнечной системы до самых далеких галактик и от Большого взрыва до будущего Вселенной

Эволюция звезды – это в первую очередь история термоядерных реакций в ее ядре. Жизнь звезды начинается со стадии ее формирования. Еще до попадания на Главную последовательность в ее недрах идут низкотемпературные термоядерные реакции – прежде всего горение дейтерия. Однако можно считать, что звезда окончательно сформировалась, когда начинается стабильный синтез гелия из водорода. У достаточно массивных звезд впоследствии могут начаться реакции синтеза других, более тяжелых элементов. Когда запасы какого-то элемента подходят к концу, реакции прекращаются, и звезда начинает сжиматься для сохранения гидростатического равновесия. Это приводит к повышению температуры и плотности в ее недрах, и, если они достигают необходимых критических значений, могут начаться реакции синтеза более тяжелых элементов.

В ходе эволюции звезды происходит смена термоядерных реакций в ее недрах.

Превращение водорода в гелий – это не одна реакция, а целая цепочка. Более того, существует два независимых канала синтеза гелия. Первый доминирует в маломассивных звездах (включая Солнце) и называется pp-цепочкой, поскольку все начинается взаимодействием двух протонов (этот канал синтеза был впервые рассмотрен Гансом Бете (Hans Bethe) в 1939 г.). Два протона, будучи положительно заряженными частицами, испытывают сильное кулоновское отталкивание. Поэтому для этой реакции (как и для многих других в термоядерном синтезе) необходимы не только высокая плотность и температура, но и такой квантовый эффект, как туннелирование, позволяющий частицам преодолеть кулоновский барьер (первым квантовое туннелирование рассмотрел Георгий Гамов в 1928 г. при разработке теории альфа-распада).

Два протона образуют изотоп ²₂He (дипротон), при этом выделяется энергия. Благодаря бета-распаду один из протонов превращается в нейтрон, испуская позитрон (который тут же аннигилирует) и электронное нейтрино. Получившийся дейтерий захватывает еще один протон, образуя гелий-3 (³

₂He) с выделением энергии. Далее возможны три пути. Первый: гелий-3 взаимодействует с таким же ядром, образуя гелий-4 (⁴₂

He) и два протона с выделением энергии. Два других пути идут через взаимодействие гелия-3 с гелием-4. Их итогом также становится синтез гелия-4, плюс по ходу реакций испускаются нейтрино и выделяется энергия.

Судьба звезды и запуск последующих реакций зависят от температуры в недрах, которая определяется массой звезды.

В более массивных звездах доминирует так называемый CNO-цикл (он имеет место и в Солнце, где отвечает менее чем за 2 % энерговыделения). В этом канале также есть несколько цепочек реакций. Особенностью этого цикла является то, что для протекания реакций необходимо присутствие ядер углерода, азота и кислорода, выступающих в роли катализатора (при этом азот и кислород создаются и исчезают в процессе цикла, см. раздел 1.2 «Реакции в Солнце. Нейтрино»). Итогом реакций вновь является синтез гелия-4 из четырех протонов с выделением энергии и испусканием нейтрино. Впервые этот цикл был рассмотрен Карлом фон Вайцзеккером (Carl Friedrich von Weizsäcker) и Гансом Бете в 1938–1939 гг.

Когда водород в ядре звезды исчерпан, реакции прекращаются. Энерговыделение падает, и ядро начинает сжиматься, чтобы сохранить гидростатическое равновесие, и при этом нагревается. У звезд с массой менее половины солнечной нагрев ядра оказывается недостаточным для запуска следующей реакции – синтеза углерода. В этом случае плотность в ядре растет, пока газ не перейдет в вырожденное состояние – образуется гелиевый белый карлик. Однако, поскольку время эволюции столь маломассивных светил превышает современный возраст Вселенной, ни одна звезда еще не прошла этот путь до конца.

В звездах с массой менее половины солнечной реакции останавливаются после синтеза гелия.

У звезд тяжелее примерно половины массы Солнца иная судьба. При сжатии ядра температура в его внешних слоях может повыситься настолько, что начнет гореть сохранившийся снаружи ядра водород – возникает так называемый слоевой источник. Энерговыделение достаточно велико, поэтому внешняя оболочка расширяется. Температура поверхности падает, но полная светимость звезды возрастает: появляется красный гигант.

В звездах с массой от 0,5 до 8 масс Солнца реакции не идут дальше синтеза углерода и кислорода.