pp-цепочка и CNO-цикл

Основные принципы термоядерного синтеза

Термоядерные реакции в звёздах происходят при экстремально высоких температурах и плотностях, что позволяет преодолевать кулоновский барьер между положительно заряженными ядрами. Для звёзд главной последовательности с массой около солнечной или меньше, основным источником энергии является протон–протонная цепочка (pp-цепочка), тогда как для более массивных звёзд доминирует цикл углерод–азот–кислород (CNO-цикл).

Протон–протонная цепочка

Ключевые этапы pp-цепочки:

1. Слияние двух протонов

   p + p →  ²H + e⁺ + ν_e

   Этот процесс характеризуется крайне малой вероятностью, так как происходит через слабое взаимодействие: один протон превращается в нейтрон, испуская позитрон и электронное нейтрино. Время жизни протона против превращения оценивается в миллиарды лет, что объясняет стабильность Солнца.

2. Присоединение протона к дейтерию

   ²H + p →  ³He + γ

   Энергия выделяется в виде гамма-кванта (~5,5 МэВ). Этот процесс происходит значительно быстрее, чем первый, и ограничивает скорость всей цепочки.

3. Образование гелия-4 Существует несколько ветвей:

   • pp-I ветвь:

     ³He+³He →  ⁴He + 2p

     Выделяемая энергия составляет около 12,86 МэВ. Это основной путь в звёздах типа Солнца.

   • pp-II и pp-III ветви: включают ^7Be и ^8B, генерируют нейтрино с более высокой энергией, но имеют меньшую вероятность.

Энергетический баланс pp-цепочки: На каждый цикл выделяется ~26,7 МэВ, большая часть энергии передаётся фотонам и кинетической энергии частиц. Нейтрино уносят около 2% энергии, что важно для экспериментального детектирования солнечных нейтрино.

CNO-цикл

Механизм цикла углерод–азот–кислород:

CNO-цикл служит катализатором: ядра углерода, азота и кислорода используются как посредники, ускоряя превращение протонов в гелий. Основная цепочка:

^{12} + p ^{13} + ] 2. ¹³N→¹³C + e⁺ + ν_e 3. ¹³C + p→¹⁴N + γ 4. ¹⁴N + p→¹⁵O + γ 5. ¹⁵O→¹⁵N + e⁺ + ν_e 6. ¹⁵N + p→¹²C+⁴He

Особенности CNO-цикла:

• Энергия выделяется на каждом β-распаде и гамма-переходе.
• Цикл сильно чувствителен к температуре: скорость реакции пропорциональна T²⁰ при T ~ 15 млн К, поэтому даже небольшое увеличение температуры резко увеличивает выделение энергии.
• Для звёзд с массой >1,3 M☉ этот цикл становится доминирующим источником энергии.

Роль ускорителей в изучении термоядерных реакций

Экспериментальное определение сечений pp-цепочки и CNO-цикла крайне сложно, так как энергии кулоновского барьера низки (~10–30 кэВ для солнечных условий), а вероятности реакции очень малы. Здесь физика ускорителей играет ключевую роль:

• Ионные ускорители низкой энергии позволяют воспроизвести условия ядра звезды, чтобы измерить сечение реакции при энергии Гамова (Gamow peak).
• Методы прямого измерения включают детектирование продуктов реакции (протоны, альфа-частицы, γ-кванты).
• Подземные лаборатории снижают фон от космических лучей, что критично для наблюдения редких процессов, например p + p → d + e⁺ + ν_e.

Экспериментальные результаты и калибровка моделей:

• Измерения в установках типа LUNA в Италии позволяют уточнять значения S-функции для pp-реакций и CNO-цикла.
• Эти данные критически важны для солнечной модели и прогноза потока нейтрино.

Ключевые моменты для физики ускорителей:

• Сечение реакции и энергия Гамова: крайне низкие сечения требуют высокой интенсивности пучка и детекторов с минимальным фоном.
• Влияние электронного облака на сечение: экранирование электронов в мишени изменяет измеренное сечение, что учитывается при моделировании.
• Катализаторная роль CNO-ядер: ускорители позволяют проверить, как примеси (C, N, O) влияют на общую энерговыделяющую способность звезды.

Эти знания лежат в основе астрофизики звезд и термоядерной физики, а также обеспечивают фундамент для разработки термоядерных источников энергии на Земле.