Слияние в звездах генерирует энергию только тогда, когда энергии связи образующегося (слитого) ядра меньше, чем объединенные энергии связи «ингредиентов». В широком смысле это означает, что звезда, состоящая из элементов, включая железо, генерирует больше энергии в результате синтеза, чем использует гравитационное давление.

Как только вы выходите за пределы железа (за несколькими исключительными случаями), энергии, которую генерирует звезда, становится недостаточно, чтобы предотвратить гравитационный коллапс. Детали несколько более сложны, но вам нужно вникнуть в довольно тяжелую (и длинную) физику, чтобы понять их, и конечный результат не будет сильно отличаться.

Таким образом, хотя вы в принципе можете управлять кислородом, азотом, неоном и аргоном (все до железа в периодической таблице), радон не будет работать.

Вы должны, однако, отметить, что ни один их естественный процесс (я могу себе представить) не мог бы генерировать достаточно большое и достаточно концентрированное количество этих более тяжелых элементов без того, чтобы в то же время существовало гораздо больше водорода и гелия.

Но даже когда у звезды «кончается топливо», это обычно не означает, что у нее закончился водород. Большая часть водорода находится за пределами ядра, где происходит синтез, и даже когда звезда «взорвется» после коллапса, она будет в основном рассеивать «остатки» водорода, а не более тяжелые элементы. Следующее поколение звезд будет создано в результате коллапса образовавшейся туманности, и они будут состоять в основном из водорода.

Тогда я бы сказал, что существует небольшая вероятность того, что звезды такого типа могут образоваться. Я никогда не мог сказать, что это невозможно, но это крайне маловероятно во Вселенной, какой мы ее видим сегодня.

Если это возможно, то как долго они будут длиться?

В целом более легкие звезды живут дольше, чем более тяжелые. В звездах главной последовательности красные карлики переживут все другие звезды на много порядков. Солнце может существовать в общей сложности около 12 миллиардов лет, тогда как маленький красный карлик может существовать триллионы лет.

У меня нет конкретных ссылок на то, как долго могут существовать звезды вашего типа. Подумайте, миллиарды лет для звезд, столь же далеких, как Солнце, но очень, очень много времени для звезд, близких к порогу, чтобы этот тип звезд вообще существовал. Чем меньше, тем лучше для более длительного срока службы — это (очень грубое) эмпирическое правило.

Фактический порог массы для этих типов синтеза узнать труднее. Красные карлики являются синтезаторами водорода (как и наше Солнце), и им требуется минимальная масса около 0,07 массы Солнца, но звездам, синтезирующим более тяжелые элементы, требуется больше массы, чтобы зажечь такой самоподдерживающийся синтез (но не требуется столько массы, чтобы поддерживать его, потому что температура увеличивается в ядро после зажигания). Предполагается, что эти звезды из «тяжелых элементов» загорятся при массе от 0,15 до 0,5 солнечной массы.

Белые карлики уже могут соответствовать вашим критериям. Они довольно распространены, чрезвычайно долговечны (триллионы лет) и, что наиболее важно для ваших целей, состоят в основном из углерода и кислорода. Белые карлики большей массы также могут содержать большое количество неона и магния. К сожалению, в этом случае элементы тяжелее этого невозможны, поскольку, если звезда станет еще массивнее, она вместо этого станет нейтронной звездой (в этот момент представление о звезде, состоящей из элементов, вообще рушится).

Если белые карлики слишком популярны для ваших целей, в статье с забавным названием Some Stars is Totally Metal предполагается, что турбулентность в звездных туманностях может привести к скоплению обломков тяжелых элементов с достаточно высокой плотностью, чтобы зажечь звезды. Это говорит о том, что примерно 1 из каждых 10 000 звезд формируется таким образом. Это может быть ваш единственный способ увидеть большое количество чего-то вроде кальция в реалистичной звезде (благородные газы все еще очень редки, поскольку они не образуют более тяжелых частиц пыли).

Это относительно новая концепция, поэтому я не знаю многих теорий, которые пытались точно определить концентрации различных элементов в этих «металлических звездах». Тем не менее, в статье предполагается, что углерода будет особенно много, хотя там все еще будет много водорода и гелия. Кроме того, в статье предсказывается, что эти звезды, скорее всего, просуществуют порядка нескольких миллионов лет, прежде чем превратятся в белых карликов.

От профессора Барбары Райден :

Например, рассмотрим этапы жизни звезды с массой 25 Мсолнц:

• Водородный синтез длится 7 миллионов лет
• Синтез гелия длится 500 000 лет
• Углеродный синтез длится 600 лет
• Неоновый сплав длится 1 год
• Кислородный синтез длится 6 месяцев
• Плавление кремния длится 1 день

Из чего можно сделать звезду?

Состав звезды ограничен элементами, которые существуют в значительных количествах во Вселенной. К ним относятся первичные элементы — водород, гелий и литий — а также более тяжелые элементы, образовавшиеся в результате нуклеосинтеза в звездах, сверхновых и некоторых редких процессов, таких как расщепление космическими лучами. Это значительно сужает наши возможности; водород, гелий, кислород и углерод являются четырьмя наиболее распространенными по массе элементами в межзвездной среде. Радона, если использовать один из ваших примеров, просто не существует в значительных количествах.

Мы также не можем иметь такие молекулы, как аммиак (если использовать ваш пример), как часть пути синтеза. При высоких температурах, при которых происходит плавление (значительно выше$\sim10^6$Кельвин), молекулы даже не могут образовываться; металлы, которые действительно существуют в звездах, такие как оксид титана, встречаются только в прохладных звездных атмосферах наименее массивных звезд. Даже молекулярный водород не может выжить в ядре холодной звезды, не говоря уже о звезде, достаточно горячей, чтобы синтезировать тяжелые элементы.

Мы еще больше ограничены в выборе элементов, потому что не все реакции синтеза экзотермические или с выделением энергии. Известно, что синтез железа (и никеля) потребляет больше энергии, чем выделяет, хотя он все еще происходит внутри самых массивных звезд в течение очень коротких периодов времени. Нам нужно, чтобы наша звезда поддерживалась экзотермическими ядерными реакциями. При типичных температурах в ядре звезды ($\sim10^6\text{-}10^9$Кельвина) в разных режимах преобладают несколько типов процессов. Элементами, обычно сплавляемыми, являются углерод, неон, кислород и кремний. Другие элементы не смогут высвобождать энергию в значительных количествах через реалистичные пути синтеза.

Интерлюдия: проблема альфа-частиц

Одна проблема здесь заключается в том, что многие из этих реакций либо производят, либо потребляют водород или гелий. Например, один из основных процессов сжигания кислорода производит кремний и гелий:

$${}^{16}\text{O}+{}^{16}\text{O}\to{}^{28}\text{Si}+{}^4\text{He}$$ На самом деле ядра гелия (также известные как альфа-частицы) играют ключевую роль в синтезе многих из этих тяжелых элементов, включая производство никеля и железа. Это означает, что вам нужно немного гелия в вашей звезде, чтобы термоядерный синтез был значительным.

Как вы можете создать звезду хэви-метала?

Лучше всего попытаться сделать звезду из одного из самых легких стабильных и легкоплавких металлов: углерода. Это довольно распространенный элемент, который регулярно производится массивными звездами, а межзвездная среда обогащается им при вспышках сверхновых. Кроме того, синтез углерода может происходить при температурах чуть ниже$10^9$Кельвин - легче достичь, чем условия, необходимые для плавления неона, кислорода или кремния.

При низком содержании углерода, когда присутствует гелий, доминирующим путем является

$${}^{12}\text{C}+{}^4\text{He}\to{}^{16}\text{O}+\gamma$$ где рождаются ядро ​​кислорода и фотон. Однако, когда углерод встречается гораздо чаще, возникает другая результирующая реакция: $${}^{12}\text{C}+{}^{12}\text{C}\to{}^{20}\text{Ne}+{}^4\text{He}$$ создавая неон и альфа-частицу. Это реакция, которая, скорее всего, произойдет в вашей звезде.

Прежде чем пытаться сформировать звезду, лишенную водорода и гелия, я думаю, будет поучительно для начала взглянуть на экстремальные гелиевые звезды , часть более широкого класса звезд с дефицитом водорода, который включает переменные R Corona Borealis (R CrB) и AM. Звезды Canum Venaticorum (AM CVn). Это все звезды практически без водорода; вместо этого в них преобладают гелиевые оболочки и ядра из тяжелых металлов. Экстремальные гелиевые звезды, как правило, формируются в результате одного из двух типов процессов:

• Двойное вырожденное слияние, при котором сливаются два белых карлика, и получившийся продукт достаточно горячий, чтобы подвергнуться слиянию. Например, наиболее вероятная модель образования переменных R CrB и некоторых экстремальных гелиевых звезд связана со столкновением$0.6M_{\odot}$углеродно-кислородный белый карлик и$0.3M_{\odot}$гелиевый белый карлик.
• Процессы слияния оболочек, такие как поздний тепловой импульс или драматическая вспышка оболочки, которые включают быстрое преобразование водорода в гелий, в результате чего остается звезда с крайне дефицитом водорода. Очевидно, для этого требуется прародитель с ненулевым содержанием водорода, но результат явно имеет незначительное количество водорода.

Вам может быть интересно, почему я поднимаю эти вопросы; ведь в продуктах еще есть гелий. Однако кажется разумным, что аналогичные процессы могут происходить и с образованием звезд с дефицитом гелия . Давайте посмотрим, что произойдет, если мы рассмотрим модель с двойным вырождением — с изюминкой. Если оба наших белых карлика являются углеродно-кислородными белыми карликами с дефицитом гелия, существует вероятность того, что слияние может образовать звезду, состоящую теперь исключительно из тяжелых металлов.

Проблема в том, что для создания белых карликов, необходимых для столкновения, нужны звезды-прародители промежуточных масс (скажем,$\sim5M_{\odot}$). Массивные прародители могут дать массивные белые карлики, и поэтому эти углеродно-кислородные белые карлики могут быть$\sim0.6\text{-}0.7M_{\odot}$, что означает, что полученный продукт будет близок к пределу Чандрасекара и, следовательно, будет очень нестабильным. Неудивительно, что слияния белых карликов в настоящее время изучаются как прародители многих сверхновых типа Ia.

Естественные звезды начинаются как водород (протоны и электроны), так как это в основном то, из чего состоит Вселенная. Когда звезда становится достаточно большой и горячей, протоны сливаются, образуя дейтерий; как только дейтерия будет достаточно, некоторые ядра дейтерия сольются, чтобы образовать гелий; и так далее, вплоть до урана и далее (в экспоненциально меньших количествах).

Является ли синтез устойчивым для данного элемента, это другой вопрос. Скорость плавления данного элемента коррелирует с давлением и температурой и обратно пропорциональна атомному номеру. Чтобы звезда была стабильной, она должна выделять достаточно энергии при синтезе, чтобы компенсировать тепло, которое она постоянно излучает в космос. Для достижения этого равновесия с более тяжелым топливом требуются более горячие и плотные звезды, а с элементами тяжелее железа его вообще невозможно достичь, поскольку слияние этих ядер приводит к чистой потере тепловой энергии . Однако:

1. звезда может находиться в неустойчивом переходном состоянии много лет, прежде чем схлопнется; и
2. более тяжелые ядра все еще подвергаются синтезу, даже если это не способствует поддержанию жизни звезды. Если бы это было не так, у нас не было бы природного урана, золота или цинка.

Даже здоровые звезды содержат некоторое количество тяжелых элементов (хотя я считаю, что большая часть тяжелых элементов образуется в умирающих звездах). Так что само по себе было бы не удивительно. Было бы удивительно, если бы пропорции различных элементов подразумевали, что звезда не полностью состоит из водорода .

В природе звезда может сжигать большое количество элементов второго ряда только в том случае, если она чрезвычайно тяжелая и находится на грани превращения в сверхновую. Но если бы вы могли найти способ начать только с лития или бериллия, я бы предположил, что это возможно сделать так, чтобы звезда жила по крайней мере миллионы лет. Но я предполагаю, что если бы это был полностью кислородный или полностью неоновый объект, это было бы не столько похоже на «плотную нормальную звезду», сколько на «тощую сверхновую», которая быстро схлопнется.

(Молекулы NB, такие как метан или O ₂ , не имеют смысла в этом контексте; при температурах звезд химических связей не существует, это все просто атомные ядра и электроны).