В 1939 году Г. Бете впервые рассмотрел CNO-цикл как один из путей
образования гелия из водорода в звездах. Особенность CNO-цикла состоит в том,
что он, начинаясь с ядра углерода, сводится к последовательному добавлению 4-х
протонов с образованием в конце CNO-цикла ядра 4He.
Последовательность реакций, первоначально предложенная Бете и
К.-Ф. Вайцзеккером,
имеет вид
12C + p →
13N +
γ 13N
→ 13C + e+
+
νe 13C + p
→14N
+
γ 14N + p
→15O
+
γ 15O
→15N + e+ + νe 15N + p →12C + 4He.
Ядро 12C в этом
цикле играет роль катализатора синтеза ядер 4He. М. Бeрбидж,
Г. Бeрбидж,
В. Фаулер,
Ф. Хойл в 1957
году дали следующее описание основных процессов звездной эволюции (рис.2), в
которых происходит образование атомных ядер.
Горение водорода, в результате этого процесса образуются ядра 4He.
Горение гелия. В результате реакции 4He + 4He
+ 4He → 12C +
γ
образуются ядра 12C.
α-процесс. В результате
последовательного захвата α-частиц
образуются ядра 16O, 20Ne, 24Mg,
28Si …
e-процесс. При достижении температуры 5·109 K в звездах в
условиях термодинамического равновесия протекает большое количество
разнообразных реакций, в результате чего образуются атомные ядра вплоть
до Fe и Ni. Ядра с A ~ 60 - наиболее сильно связанные атомные ядра.
Поэтому на них кончается цепочка ядерных реакций синтеза,
сопровождающихся выделением энергии.
s-процесс. Ядра тяжелее Fe образуются в реакциях последовательного
захвата нейтронов. Последующий
β--распад повышает
порядковый номер образующихся атомных ядер. Интервал времени между
последовательными захватами нейтронов больше периодов
β--распада.
r-процесс. Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо
больше скорости β--распада
атомного ядра, то оно успевает захватить большое число нейтронов и лишь
затем, в результате последовательной цепочки
β--распадов, превращается в стабильное ядро. Обычно
считается, что r-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых.
P-процесс. Некоторые стабильные нейтронодефицитные ядра (так
называемые обойденные ядра) образуются в реакциях захвата протона, в
реакциях (β-,n) или в
реакциях под действием нейтрино.
X-процесс. Механизм образования легких ядер Li, Be, B в то время не
был известен. Образовавшись в звездах, эти ядра должны были интенсивно
разрушаться в реакциях под воздействием протонов. Сегодня считается, что
эти ядра образуются в результате взаимодействия космических лучей с
космической пылью. (Легкие ядра образуются также на дозвездной стадии
эволюции Вселенной.)
