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

17^h30^m25,962^s; +52°18′05,00″

Растабан – Бета Дракона ( β Draconis , β Dra ) – третя за яскравістю зірка в сузір’ї Дракона, на відстані близько 380 світлових років від Сонця.