Основными характеристиками всякой звезды являются ее масса М, радиус R и
светимость L. Ближайшая к нам звезда − Солнце, масса которого М = 2·10 33 г,
радиус R = 7·10 10 см, светимость L = 4·10 33 эрг/с.
12.1 Процессы на Солнце
Рассмотрим, какие процессы протекают на Солнце и как можно следить за
этими процессами.
Рис. 94: Зависимость энерговыделения от температуры в звезде для рр- и CN-
циклов.
Основные процессы в звездах − ядерные реакции, образующие рр- и CN-
циклы. На рис. 94 показана связь между энерговыделением и температурой,
характерной для этих циклов. Определяющим для Солнца является рр-цикл.
Температура поверхности Солнца Т п = 6·10 3 K, температура в центре Т ц =
1.3·10 7 K. Главные компоненты этого цикла − водород и гелий. Это соответствует
составу Солнца, в котором доля по числу ядер:
водорода 1 H = 91%,
гелия 4 Нe = 8%
углерода 12 С, азота 14 N, кислорода 16 O ~ 1%,
дейтерия 2 H и трития 3 H < 10 -4 %,
т.е. на Солнце нет дейтерия и трития и не может идти синтез изотопов водорода.
В результате реализации рр-цикла, реакции которого представлены ниже,
выделяется термоядерная энергия
Е т.я . = Δm/m·с 2 = 7·10 18 эрг/г.
Удельное энерговыделение солнечного вещества
ε = L /М = 2 эрг·г -1 ·с -1 .
Такое низкое энерговыделение характеризует процесс тления, а не горения.
Время жизни термоядерных реакций
t т.я. = Е т.я ./ε = 1.2·10 11 лет
рр-цикл:
р + р → 2 Н + е + + ν e (E ν < 0.42 МэВ);
р + е - + р → 2H + ν e (E ν = 1.44 МэВ);
2 Н + р → 3 Не + γ + 5.49 МэВ;
3 Не + 3 Не → 4 Не + 2р +12.86 МэВ;
3 Не + р → 4 Не + ν e + е + + 18.77 МэВ;
3 Не + 4 Не → 7 Ве + γ + 1.59МэВ;
7 Ве + е - → 7 Li + ν e (E ν = 0.862 МэВ);
7 Li + р → 2 4 Не + 17.35 МэВ;
7 Ве+р → 8 В + γ + 0.14 МэВ;
8 В → 8 Ве* + е + + ν e (E ν < 14.06 МэВ);
8 Ве* → 2 4 Не + 3 МэВ.
Особое внимание в pp-цикле надо обратить на первую реакцию, которая
протекает с очень малым эффективным сечением и определяется процессом
слабого взаимодействия. Помимо энерговыделения в каждой реакции образуются
нейтрино, уносящие часть энергии за пределы Солнца.
В термоядерном цикле образуется 2ν e и выделяется энергия Q:
4p → 4 Не + 2е + + 2ν e + 2γ + Q.
Этот процесс является итоговым для всего pp-цикла.
Стандартная модель Солнца
предсказывает следующие потоки
нейтрино, образующиеся в разных
промежуточных реакциях pp-цикла
(табл. 16).
Главный источник нейтрино − pp-
реакция, в результате которой
образуются нейтрино с энергией E ν <
0.42 МэВ. В следующей
рер-реакции энергия нейтрино E ν = 1.44
МэВ. Больше всего энергии уносят
борные нейтрино, E ν > 14.06 МэВ