улою Ейнштейна обчислимо енергію, яка виділяється під час утворення одного ядра гелію: В
Неважко підрахувати, що якби Сонце на початковій стадії розвитку складалося з одного водню, то його перетворення в гелій було б достатнім для існування Сонця як зірки за нинішніх втратах енергії близько 100 млрд. років. Насправді ж ідеться про В«вигорянніВ» близько 10% водню з найглибших надр зірки, де температура достатня для реакцій синтезу.
Реакції синтезу гелію можуть проходити двома шляхами. Перший називається рр-циклом, другий - З NО-циклом. У тому й іншому випадку двічі на кожному ядрі гелію протон перетворюється на нейтрон за схемою:
,
де V - нейтрино.
У таблиці 1 вказано середній час кожної з термоядерних реакцій синтезу, проміжок, за який кількість вихідних частинок зменшиться в е разів.
Таблиця 1. Реакції синтезу гелію. span align=center>
Реакція
Виділювана енергія, МеВ
Середній час реакції.
рр-цикл
В
В
1,44
5,9
12,85
В
14 млрд. років
5 з
1 млн. років
CNO-цикл
В
В
1,95
2,22
7,54
7,35
2,71
4,96
В
13 млн. років
7 хв.
2,7 млн. років
320 млн. років
82 з
110 тис. років
Ефективність реакцій синтезу характеризується потужністю джерела, кількістю енергії, яка вивільняється в одиниці маси речовини за одиницю часу. З теорії випливає, що , тоді як . Кордон температури Т, вище якій головну роль відіграє не рр-, а CNO-цикл , дорівнює 15 в€™ 10 6 К. У надрах Сонця основну роль зіграє рр- цикл. Саме тому, що перша з його реакцій має дуже велике характерний час (14 млрд. років), Сонце і подібні йому зірки проходять свій еволюційний шлях близько десяти мільярдів років. Для більш масивних білих зірок цей час у десятки і сотні разів менше, оскільки значно меншим є характерний час основних реакцій CNO- циклу.
Якщо температура в надрах зірки після вичерпання там водню досягне сотень мільйонів кельвінів, а це можливо для зірок з масою т > 1,2 m в?ј , то джерелом енергії стає реакція перетворення гелію в вуглець за схемою:. Розрахунок показує, що запаси гелію зірка витратить приблизно за 10 млн. років. Якщо її маса досить велика, ядро ​​продовжує стискатися і при температурі понад 500 млн. градусів стають можливими реакції синтезу більш складних атомних ядер за схемою:
В
При вищих температурах перебігають такі реакції:
В
і т.д. аж до утворення ядер заліза. Це реакції екзотермічні, внаслідок їх ходу енергія вивільняється. p> Як знаємо, енергія, яку випромінює зірка в навколишній простір, виділяється в її надрах і поступово просочується до поверхні зірки. Це перенесення енергії через товщу речовини зірки може здійснюватися двома механізмами: променистим перенесенням або конвекцією.
У першому випадку мова йде про багаторазове поглинанні і переизлучение квантів. Фактично при кожному такому акті проходить дроблення квантів, тому замість жорстких Оі-квантів, які виникають при термоядерному синтезі в надрах зірки до поверхні її доходять мільйони квантів низької енергії. При цьому виповнюється закон збереження енергії. p> У теорії переносу енергії введено поняття довжини вільного пробігу кванта деякої частоти П…. Неважко зорієнтуватися, що в умовах зоряних атмосфер, довжина вільного пробігу кванта не перевищує декількох сантиметрів. І час просочування квантів енергії від центру зірки до її поверхні вимірюється мільйонами років. Проте в надрах зірок можуть скластися умови, за яких таке променисте рівновага порушується. Аналогічно поводиться вода в посудині, який підігрівають знизу. Певний час тут рідина знаходиться в стані рівноваги, так як молекула, отримавши надлишок енергії безпосередньо від дна посудини, встигає передати частину енергії за рахунок зіткнень іншим молекулам, які знаходяться вище. Тим самим встановлюється певний градієнт температури в посудині від її дна до верхнього краю. Проте з часом швидкість, з якою молекули можуть передавати енергію вгору за рахунок зіткнень, стає менше темпу передачі тепла знизу. Настає кипіння - перенесення тепла безпосереднім переміщенням речовини...
