Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Кроме протон-протонной и углеродно-азотной реакции, при некоторых условиях могут иметь существенное значение и другие ядерные реакции. Представляют, например, интерес реакции протонов с ядрами легких элементов — дейтерия, лития, бериллия и бора: ⁶Li + ¹H ³He + ⁴He; ⁷Li + ¹H 2⁴He; ¹⁰B + 2¹H 3⁴He и некоторые другие. Так как заряд ядра — «мишени», с которой сталкивается протон, невелик, кулоновское отталкивание не так значительно, как в случае столкновений с ядрами углерода и азота. Поэтому скорость этих реакций сравнительно велика. Уже при температуре около миллиона кельвинов они идут достаточно быстро. Однако, в отличие от ядер углерода и азота, ядра легких элементов не восстанавливаются в процессе дальнейших реакций, а необратимо расходуются. Именно поэтому обилие легких элементов на Солнце и в звездах так ничтожно мало. Они уже давно «выгорели» на самых ранних стадиях существования звезд. Когда температура внутри сжимающейся под действием силы тяжести протозвезды достигнет 1 миллиона кельвинов, первые ядерные реакции, которые там будут протекать,— это реакции на легких ядрах. Тот факт, что в атмосфере Солнца и звезд наблюдаются слабые спектральные линии лития и бериллия, требует объяснения. Он может указывать на отсутствие перемешивания между самыми наружными слоями Солнца и «глубинными» слоями, где температура уже превышает 2 миллиона кельвинов — значение, при котором эти элементы «выгорели» бы. Следует, однако, иметь в виду и совершенно другую возможность. Дело в том, что, как сейчас доказано, в активных областях Солнца (там, где происходят вспышки) заряженные частицы ускоряются до весьма высоких энергий. Такие частицы, сталкиваясь с ядрами атомов, образующих солнечную атмосферу, могут давать (и дают!) различные ядерные реакции. Свыше 10 лет назад при помощи гамма-детектора, установленного на запущенном в США специализированном спутнике «OSO-7» («Седьмая орбитальная солнечная лаборатория»), были обнаружены во время яркой вспышки на Солнце 4 августа 1972 г. две спектральные линии в этом диапазоне. Одна линия, имеющая энергию квантов 0,511 МэВ, отождествляется с излучением, возникающим при аннигиляции электронов с позитронами, другая с энергией 2,22 МэВ излучается при образовании дейтерия из протонов и нейтронов. Эти важные эксперименты как раз и демонстрируют, что в активных областях Солнца и, конечно, звезд идут ядерные реакции. Только такими реакциями можно объяснить аномально высокое обилие лития в атмосферах некоторых звезд и наличие линий технеция у звезд редкого спектрального класса S. Ведь самый долгоживущий изотоп технеция имеет период полураспада около 200 000 лет. Именно по этой причине его нет на Земле. Только ядерные реакции в поверхностных слоях звезд могут объяснить наличие линий технеция в спектрах упомянутых выше звезд.

Если температура звездных недр по каким-либо причинам становится очень большой (порядка сотен миллионов кельвинов), что может случиться после того, как практически весь водород «выгорит», источником ядерной энергии становится совершенно новая реакция. Эта реакция получила название «тройной альфа-процесс». При столь высоких температурах сравнительно быстро идут реакции между альфа-частицами, так как «кулоновский барьер» уже легче преодолеть. В этом случае «высота» кулоновского барьера соответствует энергии в несколько миллионов электронвольт. При столкновениях эффективно просачиваться через барьер будут альфа-частицы с энергией порядка ста тысяч электронвольт. Заметим, что энергия тепловых движений частиц при такой температуре порядка десяти тысяч электронвольт. При таких условиях сталкивающиеся альфа-частицы могут образовывать радиоактивный изотоп бериллия ⁸Be. Этот изотоп очень быстро опять распадается на две альфа-частицы. Но может так случиться, что не успевшее еще распасться ядро ⁸Be столкнется с третьей альфа-частицей, конечно, при условии, что у последней достаточно высокая энергия, чтобы «просочиться» через кулоновский барьер. Тогда будет иметь место реакция ⁴He + ⁸Be ¹²C + , ведущая к образованию устойчивого изотопа углерода с выделением значительного количества энергии. При каждой такой реакции выделяется 7,3 миллиона электронвольт.

Хотя равновесная концентрация изотопа ⁸Ве совершенно ничтожна (например, при температуре сто миллионов кельвинов на десять миллиардов -частиц приходится всего лишь один изотоп ⁸Ве), все же скорость «тройной» реакции оказывается достаточной для выделения в недрах очень горячих звезд значительного количества энергии. Зависимость энерговыделения от температуры исключительно велика. Например, для температур порядка 100—200 миллионов кельвинов

(8.6)

где, как и раньше, Y означает парциальную концентрацию гелия в недрах звезды. В случае, когда почти весь водород «выгорел», величина Y довольно близка к единице. Заметим еще, что энергетически «горение» водорода является более выгодным процессом, так как в этом случае на грамм «горючего» выделяется в 10 раз больше энергии.