Термоядерная мощь. Сила солнца в наших руках?
Солнце настолько мощное, что за 1 секунду могло бы обеспечить весь мир энергией на миллион лет вперёд . Внутри Солнца спрятан источник энергии с огромной мощностью и такой же источник находится в каждой из 100 млрд. звезд нашей галактики.
Наша вселенная бурлит от чистой мощной безграничной энергии.
Но можно ли получать такую энергию на Земле?
Исходя из знаний физики, вполне можно производить энергию точно так же, как ее производят звезды — с помощью термоядерного синтеза. И здесь важно обратить внимание на встречающиеся в разговорном языке закрепившиеся выражения — термоядерный чеснок и т.п. т т.д. :). От чего же слово термоядерный демонстрируется таким мощным?
Термоядерный синтез простым языком
Термоядерный синтез — это процесс, который позволяет Солнцу гореть вот уже 5 млрд. лет. Это мощный природный источник чистой энергии.
Когда мы рассматривали явление радиоактивности и изучали понятие радиации , мы узнали, что можно получать энергию от распада вещества. Вещество распадается на частички и энергия высвобождается. При этом появляется много вредного излучения.
Термоядерный синтез же не создает эффекта глобального потепления и не производит никаких вредных выбросов. Это процесс, по сути дела, обратный процессу радиоактивного распада. Да, сейчас найдутся те, кто будут критиковать эту формулировку и будут правы. Но пока нам надо понять логику процесса и такое упрощение допустимо.
Поэтому, упростим и скажем, что термоядерный синтез — это процесс, в котором ядра легких атомов сливаются друг с другом образуя тяжелые атомы (ну или более тяжелые) . Именно в момент слияния происходит выделение огромного количества энергии.
Ну и понятно наверное, что для того, чтобы слить ядра таким образом нужно некоторое отклонение от баланса. В данном случае — нужна сверх-высокая температура, соизмеримая с температурой солнца. Именно потому есть слово ТЕРМО.
Сила солнца в моих руках
Если кто-то смотрел великолепный фильм Человек Паук (кстати, здесь мы рассматривали , смог бы человек-паук лазить по стенам или нет), то возможно помнит эпизод, где доктор-осьминог держал в механических руках ядро, внешне напоминающее солнце и приговаривал «сила солнца в моих руках». От этого крыша ученого и поехала :). Но не о том речь. Нас интересует, возможна ли термоядерная реакция на Земле и можно ли её создать?
В центре Оксфордшира вот уже 30 лет зажигают маленькие звезды.
Joint European Torus (JET) — самый большой в мире термоядерный реактор. Каждый день здесь происходят термоядерные реакции.
Самым трудным было создать необходимые условия. Чтобы запустить ядерную реакцию, требовалась температура в 10 раз выше, чем в центре Солнца. Исследования в Оксофордшире идут уже несколько десятков лет.
Однако, все, что пока получается — это короткие энергетические вспышки .
Электричество здесь не вырабатывается, пока мы не умеем получать из термоядерного синтеза реальную энергию . В природе такой процесс идет только в одном месте — в центре звезд, огромных небесных генераторов, таких, как наше Солнце.
Ученые поняли из чего состоят Солнце и звезды. Но это их лишь запутало.
Водород и гелий — самые легкие элементы во Вселенной.
Получается так, что Солнце состоит из самых легких элементов . Как же при этом получается невероятное количество энергии?
Отметим, что абсолютно любой предмет вокруг нас — это чистый сгусток энергии. В одной денежной банкноте содержится столько же энергии в чистом виде, сколько в водородной бомбе. То есть в каждой денежной бумажке находится по водородной бомбе.
Когда Эйнштейн вывел свое знаменитое уравнение, поначалу никто и не подозревал, что это ключ к изучению Солнца. Это стало ясно лишь через 15 лет, когда британский физик Артур Эддингтон сделал открытие.
Эддингтон обратил внимание на очень известный факт — если соединить 4 ядра водорода, то получается гелий. Гелий очень легкий, он легче, чем 4 ядра водорода по отдельности.
Куда же девается эта разница?
Эддингтон предположил, что внутри Солнца ядра водорода соединяются в гелий. А оставшаяся масса излучается в виде энергии. Вот эта энергия и есть солнечный свет. И теперь нам известно, что каждую секунду Солнце теряет около 4 млн. тонн массы в виде энергии.
Эддингтон был прав, однако, в свое время над ним посмеялись. А ведь на самом деле это он открыл процесс, который сейчас называется термоядерный синтез. Эддингтон утверждал, что именно термоядерный синтез подкармливает Солнце. Но коллеги ему возразили, что в центре солнца для процессов синтеза не достаточно горячо.
В то время физикам просто-напросто не хватало знаний, чтобы понять, что синтез возможен.
Однако, Эддингтон был настолько уверен, что сказал: «Если вы считаете, что в центре звезды не достаточно жарко для синтеза, поищите место погорячее». Он попросту вежливо, по-британски послал их в ад.
Конечно, место погорячее никто не нашел, теорию Эддингтона в конце концов приняли, развили и уточнили.
Но она не объясняла один ключевой вопрос — каким образом Солнце зажглось?
13 млрд. лет назад звезды еще не существовали. Невероятно, но астрономы смогли собрать свет той эпохи. Они засекли свет, который Вселенная излучала сразу после рождения. Ученые запустили специальный зонд, который сделал фотографию Вселенной в детстве.
Сначала Вселенная представляла собой гигантское облако газа. Но внутри облаков были уплотнения, поэтому облака начали разваливаться. Так появились галактики, а уже в них — звезды. Зажглись первые поколения звезд. Внутри них пошел процесс термоядерного синтеза — эпоха темной Вселенной закончилась. Тут полезно вспомнить, что такое темная материя .
Многие из первых звезд были гигантами, в сотни раз тяжелее Солнца. Они очень быстро израсходовали весь свой водород, взорвались и погибли. Эти звезды были первыми химическими заводами Вселенной.
Всего только из гелия и водорода они создали все химические элементы, которые известны человечеству сегодня.
Звезды — это термоядерные реакторы, они создали элементы, из которых созданы мы.
Сегодня перед учеными стоит главная проблема: как преодолеть силу сопротивления ядер, как создать необычайно высокую температуру и давление, но в меньших масштабах ?
Для этого нужно устроить контролируемый взрыв на базе термоядерного горючего. Ключевое слово «контролируемый» . Вот с этим пока главная проблема.
Ну и тут важно отметить, что вместе с совершенствованием технологий неплохо было бы и повысить ответственность человечества. Ни в коем случае нельзя допускать, чтобы подобные работы попали ни в те руки и были использованы для чего-то, кроме как для получения чистой недорогой энергии .
Источник
Термоядерный синтез – спасение человечества?
Человечество с самого начала своего зарождения находилось в поисках источников энергии. Если для пещерных людей такими источниками являлись дрова, то для современной технократической цивилизации нужны гораздо более мощные средства. В настоящий момент основным источником являются ископаемые углеводороды – нефть и газ, но их залежи не бесконечны, и люди активно ищут альтернативные способы добывать энергию. Один из таких способов – термоядерный синтез.
О выделении энергии при помощи термоядерных реакций ученые знали уже лет 60 назад. К сожалению, до сих пор вопрос коммерческого использования «термояда» остается под вопросом из-за огромных проблем, связанных с управляемой реакцией. И, если неуправляемая термоядерная реакция (водородная бомба) была успешно реализована еще в 1950-х годах, то с мирным использованием вопрос до сих пор остается открытым.
В отличии от ядерной реакции – реакции распада ядра атома на более легкие элементы – в термоядерной реакции происходит процесс слияния легких ядер в более тяжелые. Подобные процессы происходят во всех звездах, которые могут светить миллиарды лет.
Получив возможность управлять термоядерной реакцией в промышленных масштабах, мы получим практически бесплатный (в плане топлива – водорода) и неисчерпаемый источник энергии, который может спасти человечество от будущего дефицита энергии. Для сравнения: один грамм древесного топлива выделяет примерно 7000 джоулей энергии. Один грамм термоядерного топлива выдаст нам 170 000 000 000 джоулей, что в 25 миллионов раз больше. Есть к чему стремиться, не правда ли?
Если тебе понравится статья, жми палец вверх! Тебе не сложно, а нам приятно!
Подписывайся на канал, расскажи о нем в соцсетях, а уж мы постараемся не ударить в грязь лицом )
Неоспоримое преимущество термоядерного реактора – высокая радиационная безопасность. Малое количество радиоактивных веществ в топливе (изотопов водорода – дейтерии и тритии) и небольшое количество энергии при авариях гарантирует то, что второго Чернобыля получить невозможно.
Суть термоядерной реакции проста. У нас есть изотоп водорода дейтерий, ядро которого состоит из одного протона и двух нейтронов, и тритий, ядро которого состоит из одного протона и двух нейтронов. При слиянии ядер мы получим гелий (два протона и два нейтрона), а оставшийся нейтрон улетит. При этом выделится чудовищное количество энергии, которое можно «поймать» и далее использовать по назначению.
Силы ядерного взаимодействия необычайно мощные, и для того, чтобы слить вместе два ядра, необходимо получить примерно такие же условия, какие присутствуют в звездах. Приходится разгонять атомы изотопов при температурах в миллионы градусов. Газ превращается в плазму и удерживается в пространстве с помощью магнитных ловушек (так как ни одна стенка камеры подобную температуру не выдержит). Установки для подобных процессов называются токамаками.
К сожалению, несмотря на малую стоимость изотопного топлива, токамаки стоят гигантских денег. Вопросы удешевления постепенно решаются, но на данный момент говорить о коммерческом получении термоядерной энергии преждевременно. Как вариант рассматривается холодный ядерный синтез, при котором не требуется создавать гигантские температуры и давление, но в этом направлении проблем еще больше, чем при классическом термоядерном синтезе. Однако рано или поздно технологии будут доведены до рабочего состояния, и человечество получит новый и самый совершенный источник энергии.
Источник
Термоядерный синтез эволюция вселенной
Будущее Вселенной – один из основных вопросов космологии, ответ на который зависит, в первую очередь, от таких характеристик и свойств Вселенной как ее масса, энергия, средняя плотность, а также скорость расширения.
Что мы знаем о Вселенной?
Для начала следует определить само понятие «Вселенная», которое имеет место быть как в астрономии, так и философии. В области астрономии наблюдаемую область Вселенной называют Метагалактикой или просто астрономической Вселенной. Однако, с теоретической точки зрения, которая учитывается большинством моделей и сценариев развития Вселенной, она представляет собой колоссальную систему, выходящую за пределы возможного наблюдения.
Одним из важнейших свойств Вселенной, которое было открыто относительно недавно – это практически однородное и изотропное расширение, которое также оказалось ускоренным. В зависимости от продолжительности этого расширения история Вселенной может принять один из двух предполагаемых сценариев.
Возможные сценарии развития нашего мира
В первом случае расширение будет продолжаться до бесконечности, вместе с этим средняя плотность вещества во Вселенной будет стремительно падать, приближаясь к нулю. Коротко говоря, вся начнется с распада скоплений галактик, а закончится делением протона на кварки.
Второй сценарий учитывает постулаты общей теории относительности (ОТО), которая гласит о том, что при значительном росте плотности вещества искривляется пространство-время. Если расширение все же начнет замедляться, то вероятнее всего в какой-то момент оно обернется сжатием. Тогда Вселенная начнет сжиматься, а средняя плотность ее вещества – стремительно расти. При таком ходе событий, согласно ОТО, пространство-время будет постепенно искривляться до тех пор, пока Вселенная не замкнется сама на себе, вроде поверхности обычной сферы, но с большим количеством измерений, чем мы привыкли себе представлять.
Космологические эпохи Вселенной
В попытках предсказать дальнейшую судьбу астрономической Вселенной, ученые разделили ее существование на следующие этапы:
- Эпоха звезд (10 6 – 10 14 лет Вселенной). Эпоха, в которую мы живем, и которая отличается активным формированием и рождением звезд. Эпоха звезд будет длиться до того момента, пока не будут исчерпаны все запасы межзвездного газа. К тому времени красные карлики, небольшие и относительно холодные звезды (2000 – 3000 К), окончательно потухнут, переработав все внутреннее топливо. Солнце же, примерно через 5 млрд. лет (около 19 х 10 9 лет Вселенной) обернется красным гигантом, сбросив с себя верхние слои, которые вероятно поглотят Меркурий и Венеру. Если Землю не постигнет та же участь, то наша планета станет раскаленной и покроется лавой. Спустя еще 2 млрд. лет Солнце оставит после себя лишь белого карлика, а Млечный Путь начнет сливаться с галактикой Андромеда, в результате чего образуется новая единая галактика.
- Эпоха распада (10 15 – 10 39 лет). Временной отрезок жизни Вселенной, к началу которого топливо большинства звезд будет переработано, и они перейдут к последнему этапу своей эволюции, существованию в виде белых карликов, нейтронных звезд или черных дыр, в зависимости от изначальных характеристик тела. Термоядерные реакции будут иметь место лишь в недрахкоричневых карликов, которых в космическом пространстве останется незначительное количество. Постепенно галактики одного и того же скопления сольются воедино.
Конец эпохи распада в представлении художника. Пространство без звезд выглядит пугающе.
Несмотря на то, что вещество Вселенной постепенно аннигилирует, само пространство может эволюционировать по четырем гипотетическим сценариям:
- Если со временем расширение Вселенной замедлится, а после — обернется в сжатие, то конечным этапом ее жизни станет Большое сжатие. В результате чего все вещество коллапсирует и вернется в изначальное свое состояние – сингулярность.
- Иной сценарий — средняя плотность вещества Вселенной точно определена и является таковой, что расширение постепенно замедляется.
- Наиболее вероятная, в силу современных результатов наблюдений, модель. Подразумевает равномерное расширение Вселенной, по инерции.
- Стремительный рост скорости расширения Вселенной, который приведет наш мир к так называемому Большому разрыву.
Видео YouTube
Эволюция и энергия горения звезд.
Звезда— небесное тело, в котором идут, шли или будут идти термоядерные реакции. Звезды представляют собой массивные светящиеся газовые (плазменные) шары. Образующиеся из газово-пылевой среды (водорода и гелия) в результате гравитационного сжатия. Температура вещества в недрах звёзд измеряется миллионами кельвинов, а на их поверхности — тысячами кельвинов. Энергия подавляющего большинства звёзд выделяется в результате термоядерных реакций превращения водорода в гелий, происходящих при высоких температурах во внутренних областях. Звёзды часто называют главными телами Вселенной, поскольку в них заключена основная масса светящегося вещества в природе. Звезды — это огромные объекты, шаровидной формы, состоящие из гелия и водорода, а также других газов. Энергия звезды содержится в ее ядре, где ежесекундно гелий взаимодействует с водородом. Как все органическое в нашей вселенной, звезды возникают, развиваются, изменяются и исчезают — этот процесс занимает миллиарды лет и называется процессом «Эволюции звезд».
1. Эволюция звезд
Эволюция звезд — последовательность изменений, которым звезда подвергается в течение её жизни, то есть на протяжении сотен тысяч, миллионов или миллиардов лет, пока она излучает свет и тепло. Звезда начинает свою жизнь как холодное разряжённое облако межзвёздного газа (разряженная газовая среда, заполняющая всё пространство между звёздами), сжимающееся под действием собственного тяготения и постепенно принимающее форму шара. При сжатии энергия гравитации (универсальное фундаментальное взаимодействие между всеми материальными телами) переходит в тепло, и температура объекта возрастает. Когда температура в центре достигает 15-20 миллионов К, начинаются термоядерные реакции и сжатие прекращается. Объект становится полноценной звездой. Первая стадия жизни звезды подобна солнечной — в ней доминируют реакции водородного цикла. В таком состоянии он пребывает большую часть своей жизни, находясь на главной последовательности диаграммы Герцшпрунга — Расселла (рис. 1) (показывает зависимость между абсолютной звездной величиной, светимостью, спектральным классом и температурой поверхности звезды, 1910 год), пока не закончатся запасы топлива в его ядре. Когда в центре звезды весь водород превращается в гелий, образуется гелиевое ядро, а термоядерное горение водорода продолжается на его периферии. В этот период структура звезды начинает меняться. Её светимость растёт, внешние слои расширяются, а температура поверхности снижается — звезда становится красным гигантом, которые образуют ветвь на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. На этой ветви звезда проводит значительно меньше времени, чем на главной последовательности. Когда накопленная масса гелиевого ядра становится значительной, оно не выдерживает собственного веса и начинает сжиматься; если звезда достаточно массивна, возрастающая при этом температура может вызвать дальнейшее термоядерное превращение гелия в более тяжёлые элементы (гелий — в углерод, углерод — в кислород, кислород — в кремний, и наконец — кремний в железо).
2. Термоядерный синтез в недрах звезд 
К 1939 году было установлено, что источником звёздной энергии является термоядерный синтез, происходящий в недрах звёзд. Большинство звёзд излучаются потому, что в их недрах четыре протона соединяются через ряд промежуточных этапов в одну альфа-частицу. Это превращение может идти двумя основными путями, называемыми протон-протонным, или p-p-циклом, и углеродно-азотным, или CN-циклом. В маломассивных звёздах энерговыделение в основном обеспечивается первым циклом, в тяжёлых — вторым. Запас ядерного топлива в звезде ограничен и постоянно тратится на излучение. Процесс термоядерного синтеза, выделяющий энергию и изменяющий состав вещества звезды, в сочетании с гравитацией, стремящейся сжать звезду и тоже высвобождающей энергию, а также с излучением с поверхности, уносящим выделяемую энергию, являются основными движущими силами звёздной эволюции. Эволюция звезды начинается в гигантском молекулярном облаке, также называемом звёздной колыбелью. Большая часть «пустого» пространства в галактике в действительности содержит от 0,1 до 1 молекулы на см?. Молекулярное облако имеет плотность около миллиона молекул на см?. Масса такого облака превышает массу Солнца в 100 000—10 000 000 раз благодаря своему размеру: от 50 до 300 световых лет в поперечнике. Пока облако свободно вращается вокруг центра родной галактики, ничего не происходит. Однако из-за неоднородности гравитационного поля в нем могут возникнуть возмущения, приводящие к локальным концентрациям массы. Такие возмущения вызывают гравитационный коллапс облака. Один из сценариев, приводящих к этому — столкновение двух облаков. Другим событием, вызывающим коллапс, может быть прохождением облака через плотный рукав спиральной галактики. Также критическим фактором может стать взрыв близлежащей сверхновой звезды, ударная волна которого столкнётся с молекулярным облаком на огромной скорости. Кроме того, возможно столкновение галактик, способное вызвать всплеск звёздообразования, по мере того, как газовые облака в каждой из галактик сжимаются в результате столкновения. В общем, любые неоднородности в силах, действующих на массу облака, могут инициировать процесс образования звезды. Из-за возникших неоднородностей давление молекулярного газа больше не может препятствовать дальнейшему сжатию, и газ начинает под действием сил гравитационного притяжения собираться вокруг центра будущей звезды. Половина высвобождающейся гравитационной энергии уходит на нагрев облака, а половина — на световое излучение. В облаках же давление и плотность нарастают к центру, и коллапс центральной части происходит быстрее, нежели периферии. По мере сжатия длина свободного пробега фотонов уменьшается, и облако становится всё менее прозрачным для собственного излучения. Это приводит к более быстрому росту температуры и ещё более быстрому росту давления. В итоге градиент давления уравновешивает гравитационную силу, образуется гидростатическое ядро, массой порядка 1 % от массы облака. Этот момент невидим. Дальнейшая эволюция протозвезды — это аккреция продолжающего падать на «поверхность» ядра вещества, которое за счет этого растет в размерах. Масса свободно перемещающегося в облаке вещества исчерпывается, и звезда становится видимой в оптическом диапазоне. Этот момент считается концом протозвёздной фазы и началом фазы молодой звезды. Процесс формирования звёзд можно описать единым образом, но последующие стадии развития звезды почти полностью зависят от её массы, и лишь в самом конце звёздной эволюции свою роль может сыграть химический состав.
3. Поздние годы и гибель звезд
Старые звёзды с малой массой
На сегодняшний день достоверно неизвестно, что происходит с лёгкими звёздами после истощения запаса водорода. Поскольку возраст вселенной составляет 13,7 миллиардов лет, что недостаточно для истощения запаса водородного топлива в таких звёздах, современные теории основываются на компьютерном моделировании процессов, происходящих в таких звёздах. Некоторые звёзды могут синтезировать гелий лишь в некоторых активных зонах, что вызывает их нестабильность и сильные звёздные ветры. В этом случае образования планетарной туманности не происходит, а звезда лишь испаряется, становясь даже меньше, чем коричневый карлик. Звезды с массой менее 0,5 солнечной не в состоянии преобразовывать гелий даже после того, как в ядре прекратятся реакции с участием водорода — их масса слишком мала для того, чтобы обеспечить новую фазу гравитационного сжатия до той степени, которая инициирует «возгорание» гелия. К таким звёздам относятся красные карлики, такие как Проксима Центавра, срок пребывания которых на главной последовательности составляет от десятков миллиардов до десятков триллионов лет. После прекращения в их ядре термоядерных реакций, они, постепенно остывая, будут продолжать слабо излучать в инфракрасном и микроволновом диапазонах электромагнитного спектра.
Звёзды среднего размера
При достижении звездой средней величины (от 0,4 до 3,4 солнечных масс) фазы красного гиганта в ее ядре заканчивается водород и начинаются реакции синтеза углерода из гелия. Этот процесс идет при более высоких температурах и поэтому поток энергии от ядра увеличивается, что приводит к тому, что внешние слои звезды начинают расширяться. Начавшийся синтез углерода знаменует новый этап в жизни звезды и продолжается некоторое время. Для звезды по размеру схожей с Солнцем, этот процесс может занять около миллиарда лет. Изменения в величине испускаемой энергии заставляют звезду пройти через периоды нестабильности, включающие в себя перемены в размере, температуре поверхности и выпуске энергии. Выпуск энергии смещается в сторону низкочастотного излучения. Все это сопровождается нарастающей потерей массы вследствие сильных звёздных ветров и интенсивных пульсаций. Звёзды, находящиеся в этой фазе, получили название звёзд позднего типа, OH-IR звёзд или Мира-подобных звёзд, в зависимости от их точных характеристик. Выбрасываемый газ относительно богат тяжёлыми элементами, производимыми в недрах звезды, такими как кислород и углерод. Газ образует расширяющуюся оболочку и охлаждается по мере удаления от звезды, делая возможным образование частиц пыли и молекул. При сильном инфракрасном излучении центральной звезды в таких оболочках формируются идеальные условия для активизации мазеров. Реакции сжигания гелия очень чувствительны к температуре. Иногда это приводит к большой нестабильности. Возникают сильнейшие пульсации, которые, в конечном итоге, сообщают внешним слоям достаточное ускорение, чтобы быть сброшенными и превратиться в планетарную туманность. В центре туманности остаётся оголенное ядро звезды, в котором прекращаются термоядерные реакции, и оно, остывая, превращается в гелиевый белый карлик, как правило, имеющий массу до 0,5-0,6 солнечных и диаметр порядка диаметра Земли.
Вскоре после гелиевой вспышки «загораются» углерод и кислород; каждое из этих событий вызывает серьезную перестройку звезды и её быстрое перемещение по диаграмме Герцшпрунга — Рассела. Размер атмосферы звезды увеличивается ещё больше, и она начинает интенсивно терять газ в виде разлетающихся потоков звёздного ветра. Судьба центральной части звезды полностью зависит от её исходной массы: ядро звезды может закончить свою эволюцию как белый карлик (маломассивные звёзды); в случае, если её масса на поздних стадиях эволюции превышает предел Чандрасекара — как нейтронная звезда (пульсар); если же масса превышает предел Оппенгеймера — Волкова — как чёрная дыра. В двух последних случаях завершение эволюции звёзд сопровождается катастрофическими событиями вспышками сверхновых. Подавляющее большинство звёзд, и Солнце в том числе, заканчивают эволюцию, сжимаясь до тех пор, пока давление вырожденных электронов не уравновесит гравитацию. В этом состоянии, когда размер звезды уменьшается в сотню раз, а плотность становится в миллион раз выше плотности воды, звезду называют белым карликом. Она лишена источников энергии и, постепенно остывая, становится тёмной и невидимой. У звезд более массивных, чем Солнце, давление вырожденных электронов не может остановить дальнейшее сжатие ядра, и электроны начинают «вдавливаться» в атомные ядра, что приводит к превращению протонов в нейтроны, между которыми не существует сил электростатического отталкивания. Такая нейтронизация вещества приводит к тому, что размер звезды, которая, фактически, представляет теперь одно огромное атомное ядро, измеряется несколькими километрами, а плотность в 100 млн. раз превышает плотность воды. Такой объект называют нейтронной звездой.
После того, как звезда с массой большей, чем пять солнечных, входит в стадию красного сверхгиганта, ее ядро под действием сил гравитации начинает сжиматься. По мере сжатия увеличиваются температура и плотность, и начинается новая последовательность термоядерных реакций. В таких реакциях синтезируются все более тяжёлые элементы: гелий, углерод, кислород, кремний и железо, что временно сдерживает коллапс ядра. В конечном итоге, по мере образования всё более тяжёлых элементов периодической системы, из кремния синтезируется железо-56. На этом этапе дальнейший термоядерный синтез становится невозможен, поскольку ядро железа-56 обладает максимальным дефектом массы и образование более тяжёлых ядер с выделением энергии невозможно. Поэтому когда железное ядро звезды достигает определённого размера, то давление в нём уже не в состоянии противостоять тяжести наружных слоев звезды, и происходит незамедлительный коллапс ядра с нейтронизацией его вещества. То, что происходит в дальнейшем, пока неясно до конца, но, в любом случае, происходящие процессы в считанные секунды приводят к взрыву сверхновой звезды невероятной силы. Сопутствующий этому всплеск нейтрино провоцирует ударную волну. Сильные струи нейтрино и вращающееся магнитное поле выталкивают большую часть накопленного звездой материала — так называемые рассадочные элементы, включая железо и более лёгкие элементы. Разлетающаяся материя бомбардируется вырываемыми из ядра нейтронами, захватывая их и тем самым создавая набор элементов тяжелее железа, включая радиоактивные, вплоть до урана (а возможно, даже до калифорния). Таким образом, взрывы сверхновых объясняют наличие в межзвёздном веществе элементов тяжелее железа, что, однако, не является единственно возможным способом их образования, к примеру, это демонстрируют технециевые звёзды. Взрывная волна и струи нейтрино уносят вещество прочь от умирающей звезды в межзвёздное пространство. В последующем, остывая и перемещаясь по космосу, этот материал сверхновой может столкнуться с другим космическим «мусором», и возможно, участвовать в образовании новых звёзд, планет или спутников. Процессы, протекающие при образовании сверхновой, до сих пор изучаются, и пока в этом вопросе нет ясности. Также под вопросом остается момент, что же на самом деле остаётся от изначальной звезды. Тем не менее, рассматриваются два варианта: нейтронные звезды и чёрные дыры.
Известно, что в некоторых сверхновых сильная гравитация в недрах сверхгиганта заставляет электроны поглотиться атомным ядром, где они, сливаясь с протонами, образуют нейтроны. Этот процесс называется нейтронизацией. Электромагнитные силы, разделяющие близлежащие ядра, исчезают. Ядро звезды теперь представляет собой плотный шар из атомных ядер и отдельных нейтронов. Такие звёзды, известные, как нейтронные звёзды, чрезвычайно малы — не более размера крупного города, и имеют невообразимо высокую плотность. Период их обращения становится чрезвычайно мал, по мере уменьшения размера звезды (благодаря сохранению момента импульса). Некоторые совершают 600 оборотов в секунду. У некоторых из них угол между вектором излучения и осью вращения может быть таким, что Земля попадает в конус, образуемый этим излучением; в этом случае можно зафиксировать импульс излучения, повторяющийся через промежутки времени, равные периоду обращения звезды. Такие нейтронные звёзды получили название «пульсары», и стали первыми открытыми нейтронными звёздами.
Далеко не все сверхновые становятся нейтронными звёздами. Если звезда обладает достаточно большой массой, то коллапс звезды продолжится, и сами нейтроны начнут обрушиваться внутрь, пока её радиус не станет меньше Шварцшильдовского. После этого звезда становится чёрной дырой. Существование чёрных дыр было предсказано общей теорией относительности. Согласно этой теории, материя и информация не может покидать чёрную дыру ни при каких условиях. Тем не менее, квантовая механика, вероятно, делает возможными исключения из этого правила. Остаётся ряд открытых вопросов. Главный среди них: «А есть ли чёрные дыры вообще?». Ведь чтобы сказать точно, что данный объект — это чёрная дыра, необходимо наблюдать его горизонт событий. Это невозможно сугубо по определению горизонта, но с помощью радиоинтерферометрии со сверхдлинной базой можно определить метрику вблизи объекта, а также зафиксировать быструю, миллисекундную переменность. Эти свойства, наблюдаемые у одного объекта, должны окончательно доказать существование чёрных дыр.
Источник