Ядерные реакции в звездах

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⁺ + ν_e
¹³C + p → ¹⁴N + γ
¹⁴N + p → ¹⁵O + γ
¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν_e
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.
1. Горение водорода, в результате этого процесса образуются ядра ⁴He.
2. Горение гелия. В результате реакции ⁴He + ⁴He + ⁴He →¹²C + γ образуются ядра ¹²C.
3. α-процесс. В результате последовательного захвата -частиц образуются ядра ¹⁶O, ²⁰Ne, ²⁴Mg, ²⁸Si …
4. 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.
5. 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.
6. 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.
7. 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.
8. 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.)
Рис. 2. Основные этапы эволюции массивной звезды

18.03.10