Ядерный синтез
Так называется слияние ядер легких элементов с образованием ядер более тяжелых элементов. В этом процессе выделяется гигантское количество энергии. На рис. 1.35 схематически изображено слияние двух изотопов водорода с образованием гелия.
Рис. 1.35. Реакция ядерного синтеза: слияние ядер дейтерия и трития: 2H (дейтерий) + 3H (тритий) -> *Не + + 'n + энергия.
Осуществление реакций ядерного синтеза сопряжено с гораздо большими трудностями, чем проведение химических реакций. Дело в том, что ядра отталкиваются друг от друга из-за наличия у них положительных зарядов. Это препятствует тесному контакту между ними, необходимому для осуществления ядерного синтеза. Однако если ядра сталкиваются друг с другом с достаточно большой скоростью, то им удается преодолеть барьер, обусловленный отталкиванием электрических зарядов. Этого можно достичь, разогревая смесь легких изотопов до температур порядка 100 млн. °С.
Когда газ разогрет до очень высокой температуры, электроны приобретают достаточную энергию, чтобы оторваться от ядер. В результате газ становится ионизированным. Такой ионизированный газ называется плазма. Его свойства существенно отличаются от свойств обычных газов при невысоких температурах. Звезды и Солнце состоят из плазмы. И вообще плазма представляет собой наиболее распространенную форму материи во Вселенной.
Ядерный синтез в звездах
Элементы синтезируются в звездах в процессе ядерного синтеза. Например, кислород-16 синтезируется при слиянии ядер углерода-12 и гелия-4. В этом процессе происходит испускание у-лучей:
12С+ 4He = 16С + у
Синтез кислорода-16 представляет собой всего лишь одну стадию в целой серии процессов ядерного синтеза. Другие изотопы, образующиеся в этой серии, включают неон-20, фтор-18, магний-24 и кремний-30.
Процессы ядерного синтеза в звездах проходят через две различные фазы. Большая часть тяжелых ядер образуется на медленной «спокойной» фазе ядерного синтеза, во время которой синтезируются всё более тяжелые ядра. Выделение термоядерной энергии на фазе спокойного синтеза продолжается миллионы лет.
Когда звезды, масса которых больше определенной величины, исчерпывают свой запас ядер, способных сливаться друг с другом, наступает вторая фаза ядерного синтеза - так называемый взрывной ядерный синтез. Поскольку звезда лишается источника энергии от слияния ядер, она сжимается под действием гравитационных сил, а затем взрывается-образуется сверхновая звезда. От взрыва звезда разогревается до нескольких миллиардов градусов Цельсия за несколько десятых долей секунды, что приводит к дальнейшему ядерному синтезу. Этот взрыв выбрасывает большую часть массы звезды в межзвездную среду, а на месте прежней звезды остается лишь очень плотный, компактный космический объект, например нейтронная звезда либо черная дыра.
Звезды главной последовательности
Большинство наблюдаемых звезд, включая Солнце, принадлежат к одному типу-так называемым звездам главной последовательности. Такие звезды представляют собой устойчивые газообразные сферы. Они мало изменяются в течение многих миллионов лет. Их существование поддерживается главным образом углерод-азот-кислородным циклом выделения энергии, или просто углеродным циклом. Этот цикл соответствует медленному превращению водорода в гелий в результате целой серии ядерных реакций, в том числе-реакций ядерного синтеза.
Углеродный цикл известен также под названием протон-протонная реакция. Он является преобладающим процессом в звездах главной последовательности с небольшой массой, подобных Солнцу.
Когда звезда исчерпает свой запас водорода, она сжимается, превращаясь в белый карлик, нейтронную звезду либо черную дыру. Солнце состоит приблизительно из 95% водорода, остальные 5% приходятся на долю гелия и более тяжелых элементов. Время жизни Солнца оценивается приблизительно в 10000000000 лет и половина этого срока приходится еще на будущее!
Оглавление: