Енергія зір утворюється внаслідок термоядерних реакцій, що відбуваються в їхніх надрах за умов:
T ≈ 10^6 – 10^9 K
ρ ≈ 10 – 10^9 кг/м^3
Основні чинники, що визначають набір ядерних реакцій:
- маса зорі M
- температура в ядрі Tc
- густина ρc
- хімічний склад
2. Основні термоядерні реакції
2.1. Водневе горіння (H-burning)
2.1.1. Протон-протонний ланцюг (pp-chain)
Домінує в зорях малої та середньої маси.
Основні стадії:
1) p + p → d + e+ + νe
2) d + p → 3He + γ
3) 3He + 3He → 4He + 2p
Сумарна реакція:
4p → 4He + 2e+ + 2νe + 26.7 MeV
Енергетичний вихід:
Q_pp ≈ 26.7 MeV
Температурна область:
T ≈ (8 – 15) × 10^6 K
2.1.2. CNO-цикл
Домінує у масивних зорях.
Основний цикл:
12C + p → 13N + γ
13N → 13C + e+ + ν
13C + p → 14N + γ
14N + p → 15O + γ
15O → 15N + e+ + ν
15N + p → 12C + 4He
Сумарна реакція:
4p → 4He + 2e+ + 2νe + 25.0 MeV
Температура:
T ≥ 15 × 10^6 K
3. Реакції у зорях різної маси
3.1. Зорі малої маси (M < 0.5 M☉)
Tc ≈ (4 – 10) × 10^6 K
Домінуючі реакції:
- pp-I ланцюг
Особливості:
- повільне горіння водню
- дуже тривалий час життя (до 10^12 років)
- гелій не запалюється
3.2. Зорі сонячного типу (0.5 – 1.5 M☉)
Tc ≈ (10 – 15) × 10^6 K
Реакції:
- pp-I, pp-II, pp-III
- частково CNO
Подальша еволюція:
- гелієвий спалах
3.3. Середньомасивні зорі (1.5 – 8 M☉)
Після вичерпання водню:
Гелієве горіння (триплет-альфа процес)
4He + 4He ⇌ 8Be
8Be + 4He → 12C + γ
Сумарно:
3 * 4He → 12C + 7.27 MeV
Можливе продовження:
12C + 4He → 16O + γ
Температура:
T ≈ (1 – 2) × 10^8 K
3.4. Масивні зорі (M > 8 M☉)
Вуглецеве горіння
12C + 12C → 20Ne + 4He
12C + 12C → 23Na + p
T ≈ 6 × 10^8 K
Неонове горіння
20Ne + γ → 16O + 4He
Кисневе горіння
16O + 16O → 28Si + 4He
Кремнієве горіння (ядерна рівновага)
28Si → ... → 56Ni → 56Fe
T ≈ (2 – 4) × 10^9 K
4. Гранична точка: залізо
Залізо-56 має максимальну енергію зв’язку на нуклон:
E_bind ≈ 8.8 MeV/нуклон
Подальший синтез:
- енергетично невигідний
→ колапс ядра → наднова.
5. Теоретичний критерій можливості реакції
Ймовірність реакції визначається фактором Гамова:
P ∝ exp( - (Z1 * Z2 * e^2) / (ħ * v) )
або через енергію Гамова:
E_G = (2πZ1Z2e^2 / ħ)^2 * (μ / 2)
де:
Z1, Z2 – заряди ядер
μ – приведена маса
6. Узагальнююча таблиця
Маса зорі | Основні реакції
---------------------------------------------
< 0.5 M☉ | pp-I
0.5–1.5 M☉ | pp + CNO
1.5–8 M☉ | He-burning
> 8 M☉ | C, Ne, O, Si burning
Теоретичний розрахунок ядерних реакцій у зорях є основою зоряної еволюції, нуклеосинтезу та космохімії.
| Маса, M | Можливі ядерні реакції |
| 0.08 | Немає |
| 0.3 | горіння водню |
| 0.7 | Горіння водню і гелію |
| 5.0 | Горіння водню, гелію, вуглецю |
| 25.0 | Всі реакції синтезу з виділенням енергії |
- маса зорі визначає температурний режим ядра
- температура визначає можливі ядерні реакції
- еволюція йде від H → He → C → O → Si → Fe
- лише масивні зорі здатні синтезувати важкі елементи