Термоядерные реакции представляют собой фундаментальный источник энергии, определяющий эволюцию и существование звезд. Эти процессы протекают в недрах звезд при экстремально высоких температурах и давлениях, когда кинетическая энергия ядер становится достаточной для преодоления кулоновского отталкивания и осуществления слияния. Главный результат таких реакций — превращение массы в энергию по соотношению Эйнштейна E = mc2, а также синтез элементов более тяжелых, чем водород.
В звездах солнечного типа основным источником энергии служит протон-протонный (pp) цикл, в котором четыре протона преобразуются в ядро гелия-4. Суммарная реакция имеет вид:
4p → 4He + 2e+ + 2νe + 26, 7 МэВ.
Этот процесс состоит из нескольких стадий:
Энергия выделяется в форме гамма-квантов и кинетической энергии продуктов реакции. Важным побочным результатом являются нейтрино, свободно покидающие недра звезды и играющие ключевую роль в астрофизике, так как они несут информацию о внутренних процессах Солнца и других звезд.
Для более массивных звезд основным источником энергии становится CNO-цикл, где катализаторами выступают ядра углерода, азота и кислорода. Суммарная реакция аналогична pp-циклу: преобразование четырех протонов в ядро 4He. Однако механизм здесь иной: протоны поочередно присоединяются к ядрам C, N и O, которые после ряда превращений возвращаются в исходное состояние.
Суммарная энергия, выделяющаяся в CNO-цикле, близка к энергии pp-цикла, но скорость реакции значительно выше при температурах порядка T ∼ 2 × 107 К. Поэтому именно CNO-цикл определяет энергетику массивных звезд, где температуры недр существенно выше, чем у Солнца.
На поздних стадиях эволюции звезд важнейшую роль играет процесс тройного альфа-синтеза. При температурах выше 108 К три ядра гелия-4 (альфа-частицы) могут объединиться в ядро углерода-12:
3 4He → 12C + γ.
Эта реакция становится определяющей на стадии «гелиевого горения», когда звезда исчерпала запасы водорода в ядре. Синтез углерода является ключевым процессом в химической эволюции Вселенной, поскольку именно углерод, наряду с кислородом, лежит в основе органической химии и, следовательно, жизни.
В массивных звездах после исчерпания гелия начинается цепочка реакций синтеза все более тяжелых элементов:
Эти процессы происходят при температурах T ∼ 109 К и выше, что достигается только в массивных звездах.
Железо (56Fe) обладает наибольшей удельной энергией связи на нуклон. Синтез элементов тяжелее железа термоядерным путем не приводит к выделению энергии, а наоборот, требует её затрат. Поэтому, когда в ядре звезды накапливается железо, термоядерные реакции прекращаются. Ядро становится неустойчивым и начинает коллапсировать под действием гравитации, что приводит к катастрофическим процессам — взрыву сверхновой.
Взрывы сверхновых — важнейший космический источник тяжелых элементов. В условиях экстремальных температур и потоков нейтронов реализуются так называемые r- и s-процессы нуклеосинтеза:
Эти процессы обеспечили образование всего богатства химических элементов во Вселенной, кроме самых легких (H, He, Li), которые возникли в первые минуты после Большого взрыва.
Важным этапом космологической эволюции является первичный нуклеосинтез, происходивший через несколько минут после Большого взрыва. Тогда при температурах T ∼ 109 К сформировались легчайшие элементы: водород, гелий и в небольших количествах литий. Более тяжелые элементы не могли образоваться из-за быстрого падения температуры и плотности. Таким образом, современное химическое разнообразие обязано сочетанию двух процессов: первичного нуклеосинтеза и термоядерных реакций в звездах.
Термоядерные реакции в космосе определяют:
Таким образом, термоядерный синтез в природе и космосе представляет собой не только фундамент физики высоких энергий, но и ключ к пониманию происхождения и структуры наблюдаемой Вселенной.