Звёзды образуются в гигантских молекулярных облаках, состоящих преимущественно из водорода и гелия — первичных элементов, образовавшихся в первые минуты после Большого взрыва. В результате гравитационной неустойчивости в таких облаках возникают области уплотнения, которые со временем сжимаются, повышая температуру и давление в центральных областях. Когда температура достигает порядка нескольких миллионов кельвинов, начинается термоядерный синтез лёгких элементов — в первую очередь превращение водорода в гелий.
Звёздный нуклеосинтез — это совокупность ядерных реакций, происходящих в недрах звёзд. Эти процессы определяют не только структуру и эволюцию звезды, но и химический состав Вселенной.
Протон-протонный цикл (pp-цепь) Главный источник энергии в звёздах с массой до ~1.5 масс Солнца. Включает следующие стадии:
p + p → d + e+ + νe
d + p → 3He + γ
3He + 3He → 4He + 2p
Суммарно:
4p → 4He + 2e+ + 2νe + 2γ
Цикл Бете (углеродно-азотно-кислородный цикл, CNO) Доминирует в более массивных звёздах:
12C + p → 13N + γ
13N → 13C + e+ + νe
13C + p → 14N + γ
14N + p → 15O + γ
15O → 15N + e+ + νe
15N + p → 12C + 4He
Катализатором выступает углерод, цикл замкнут, а энергия выделяется за счёт превращения четырёх протонов в альфа-частицу.
Гелиевая стадия После исчерпания водорода в ядре звезда сжимается и температура поднимается до значений, достаточных для синтеза гелия:
3 4He → 12C + γ (тройной альфа-процесс)
При повышении температуры и давления возможны дальнейшие реакции:
12C + 4He → 16O + γ
Углеродный, неоновый, кислородный и кремниевый циклы В массивных звёздах (с массами более 8 солнечных) при температурах в сотни миллионов Кельвинов возможны:
12C + 12C → 20Ne + 4He
20Ne + γ → 16O + 4He
16O + 16O → 28Si + 4He
28Si + α → 32S + γ → … → 56Ni
В результате этих процессов в недрах звезды формируется луковичная структура, где более тяжёлые элементы сосредоточены в центре.
Когда в центре звезды образуется железное ядро (в основном из изотопа 56Fe), термоядерные реакции прекращаются, так как синтез элементов тяжелее железа эндотермичен. Под действием гравитации железное ядро стремительно коллапсирует, происходит гравитационный коллапс и вспышка сверхновой.
Во время этого катастрофического процесса возникают экстремальные температуры и плотности, при которых происходят быстрые нейтронные захваты — r-процесс, а также p-процесс (захваты протонов) и s-процесс (медленные нейтронные захваты).
r-процесс (rapid neutron capture process) Реализуется за доли секунд при колоссальной плотности нейтронов (>10²⁰ см⁻³). Именно этот процесс ответственен за образование значительной части тяжёлых элементов, таких как золото, уран, платина и пр.
s-процесс (slow neutron capture process) Протекает в оболочках красных гигантов при умеренной плотности нейтронов. Продуктами являются стабильные изотопы, расположенные близко к линии стабильности.
p-процесс (proton capture or photodisintegration) Менее выраженный механизм, ответственный за создание редких, нейтронно-дефицитных изотопов тяжёлых элементов.
Нейтрино играют критическую роль на финальных стадиях жизни звезды:
В зависимости от начальной массы звезды её эволюция завершается образованием:
Результатом многократных циклов звёздообразования, эволюции и гибели звёзд является постепенное обогащение межзвёздной среды тяжёлыми элементами — металличность Галактики возрастает со временем. Таким образом, поколения звёзд, образовавшиеся позднее, содержат больше тяжёлых элементов, чем первые звёзды (популяции III).
Процессы, происходящие в звёздах, лежат в основе химического разнообразия наблюдаемой Вселенной. Элементы, из которых состоят планеты, живые организмы и человек, были синтезированы в недрах древних звёзд и выброшены в пространство в результате их гибели. Таким образом, эволюция звёзд и нуклеосинтез являются фундаментом для понимания происхождения материи и развития космических структур.