гори, гори, моя звезда

[afhh723]

#ядерные_реакции_во_Вселенной #нуклеосинтез

для начала я бы рекомендовал прочитать хотя бы это,  особенно если вы плохо представляете себе что такое протон, нейтрон, нуклон. хоть заметка и не претендует на полноту изложения, а просто отвечает на вопрос: «от куда?»

вы не задумывались откуда все разнообразие химических элементов на Земле? откуда они взялись? с неба упали? но в общем-то было примерно так.

текущие на Земле ядерные реакции в основном связаны с космическими лучами и радиоактивным распадом, но роль этих реакций незначительна. поэтому, все химические элементы, с которыми мы встречаемся в природе, существовали ещё до образования Земли. т.е. получается, что происхождение элементов внеземное.

нуклеосинтез  - природный процесс образования ядер химических элементов тяжелее водорода. главные стадии нуклеосинтеза включают в себя

• первичный нуклеосинтез 
• звёздный нуклеосинтез 
• нуклеосинтез под действием космических лучей.

началось все как всегда с Большого Взрыва т.е. примерно 14 миллиардов лет назад. после Большого Взрыва, Вселенная расширяется с уменьшением температуры и плотности. в первые мгновения все вещество находилось в состоянии кварк-глюонной плазмы. по мере остывания сформировались нуклоны, затем путем различных реакций и процессов и  ядра первых первых элементов.

водород (75 % массы), гелий (25 % массы). в меньшем количестве образовались дейтерий, гелий и литий, другие же элементы сформировались в незначительном количестве. этот процесс принято называть первичным нуклеосинтезом.

когда вселенная достаточно остыла, а произошло это примерно через миллион лет, электроны и протоны получили возможность собираться в атомы. дальнейший ядерный синтез происходил в внутри звезд.

процесс эволюции звезд это отдельная тема, но я ей не настолько хорошо владею, чтобы написать отдельную статью. поэту здесь очень обзорно. первому идея о звездном нуклеосинтезе пришла в голову Артуру Эддингтону

Гелий, с которым мы имеем дело, должен был быть собран в какое-то время и в каком-то месте.

не смотря на то, что по тогдашним представлениям это было не возможно, т.к. не было описание туннельного эффекта. и  на едкие замечания Эддингтон отвечал так:

Я знаю, что многие критики считают условия в звездах недостаточно экстремальными. . . звезды недостаточно горячие. Критики находят себя открытыми для очевидного возражения: мы говорим им пойти и найти место погорячее.

так что как видите нужна определенная уверенность в свое правоте. однако в конце карьеры Эддингтон впал в определенно чудачество, его манила «красота цифр» и он быстро растерял свой былой научный авторитет.

история Эддингтона лишний раз показывает, что наука это не красивые фразы или числа. все что говорит ученый должно иметь основания или иначе он не ученый.

кстати говоря возможно в контексте распространения элементов во Вселенной, вы услышите термин металличность. металлами в астрофизике называется немного не то что в химии - это относительная концентрация элементов тяжелее водорода и гелия в тех или иных астрономических объектах. термин введен для удобства, хотя с точки зрения химии многие из этих элементов металлами не являются.

но вернемся к нашим звездам.

на начальной стадии межзвёздное облако превращается в звезду. при этом процессе облако сжимается и фрагментируется и становится протозвездой. на этой стадии на протозвезду падает (аккрецирует) вещество из облака, а когда аккреция завершается, звезда излучает за счёт собственного сжатия.

постепенно в ядре звезды начинаются термоядерные реакции, после чего формирование звезды завершается и звезда становится звездой главной последовательности. на этом этапе сила сжатия(гравитация) уравновешена энергией идущей от ядерных реакций в ядре звезды. звезда живет довольно много времени в зависимости от начальной массы, от нескольких миллионов до десятков триллионов лет. существует теорема которая однозначно связывает «судьбу» звезды с её начальной массой и химическим составом.

здесь и далее под словом «горение» я буду понимать термоядерные реакции, при которых легкие ядра сливаются в более тяжелые за счёт кинетической энергии их теплового движения.

первая стадия горение это горение водорода. это самая длительная стадия в звездной эволюции. тут более или мене все понятно - водород самое распространенное вещество. на этом этапе образуется гелий. когда начинает гореть гелий образуется углерод. далее в результате  захвата α-частиц образуются ядра  кислорода, неона,  магния,  кремния... при достижении определенных условий начинают протекать большое количество реакций и процесс идет примерно до железа, элемента с наибольшей энергией связи ядра.

ядра тяжелее железа образуются в реакциях захвата нейтронов и протонов. выделяют несколько процессов:

• s-процесс или медленный процесс захвата нейтронов. процесс происходит в оболочках красных гигантов.
  могут образоваться только сравнительно устойчивые ядра т.к. нейтроны добавляются к ядрам последовательно.  ядра с малыми периодами полураспада исчезают раньше, чем они успевают захватить следующий нейтрон. т.е. образование тяжелых элементов должно заканчиваться свинцом и висмутом.
• r-процесс или быстрый процесс захвата нейтронов. протекает при взрыве сверхновой т.к. в условиях взрыва достигается необходимая концентрация нейтронов. захват нейтронов продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов выше, чем темп распада изотопа. затем атом претерпевает β-распад и захват нейтронов продолжается. 
• p-процесс  термоядерная реакция, происходящая при коллапсе ядра сверхновой звезды, и ответственная за происхождение некоторых богатых протонами атомных ядер тяжелее железа.
• rp-процесс процесс быстрого захвата протонов атомными ядрами в плотном потоке протонов. фактически «зеркальный» аналог r-процесса. условием осуществления rp-процесса является наличие настолько плотного и высокоэнергичного потока протонов, что среднее время между двумя последовательными захватами протона данным ядром меньше, чем среднее время жизни ядра.наиболее тяжёлые ядра, которые могут быть получены в ходе реакции точно не установлены

не охваченным остался x-процесс. легкие ядра  образуются в результате взаимодействия космических лучей с космической пылью.

для массивной звезд реакция горения водорода продолжается несколько миллионов лет, горение гелия происходит в десять раз быстрее. горения кислорода длится 6 месяцев, а горение кремния происходит за сутки. реакции синтеза более тяжелых элементов продолжаются до тех пор, пока возможно выделение энергии. в процессе горения кремния образуются ядра в районе железа. это конечный этап звездного термоядерного синтеза.

если начальная масса звезды больше определенного предела (предел Чандрасекара), то конечной стадией её эволюции является взрыв сверхновой, ядро звезды коллапсирует в сильно сжатое состояние нейтронную звезду или черную дыру.

в момент взрыва сверхновой температура резко повышается и происходят ядерные реакции так называемый взрывной нуклеосинтез. впрочем все может пойти по менее катастрофическому сценарию и звезда в конце своей жизни станет красным гигантом, потом красный гигант «умирает» и превращается в белый карлик .

кстати говоря такое будущие пророчат нашему Солнцу. поглотит ли оно в стадии «красный гигант» Землю я не знаю, но в любом случае нам крышка - проблемы начнутся значительно раньше - буквально через пару миллиардов лет.