Основным источником энергии звёздных объектов являются термоядерные реакции, протекающие в недрах звёзд. В отличие от химических реакций, термоядерные преобразования осуществляются за счёт слияния лёгких ядер при высоких температурах и давлениях. Такие условия достигаются в звёздных ядрах, где температура превышает миллионы кельвинов, а плотность вещества чрезвычайно высока.
На ранней стадии эволюции звезды основным процессом служит превращение водорода в гелий, при этом высвобождается значительное количество энергии, согласно уравнению Эйнштейна E = Δmc2. Потеря массы, обусловленная разницей между массами исходных и конечных частиц, обеспечивает колоссальный энергетический выход.
Протон-протонный цикл является доминирующим механизмом синтеза гелия в звёздах главной последовательности с массой, близкой к солнечной или меньшей. Он состоит из нескольких последовательных стадий:
Первичная реакция:
p + p → d + e+ + νe
Это медленный слабый процесс, лимитирующий скорость всей цепи.
Вторичный этап:
d + p → 3 He + γ
Завершающие реакции могут быть трёх видов:
pp-I цепочка (основной путь при T < 1.5 × 107 K):
3 He + 3 He → 4 He + 2p
pp-II цепочка (при T ≈ 2 × 107 K):
3 He + 4 He → 7 Be + γ
7 Be + e− → 7 Li + νe
7 Li + p → 24 He
pp-III цепочка (при T > 2.5 × 107 K):
7 Be + p → 8 B + γ
8 B → 8 Be* + e+ + νe
8 Be* → 24 He
Эффективность pp-цикла определяется температурной зависимостью:
ϵpp ∝ ρX2T4
где ρ — плотность, X — массовая доля водорода, T — температура в единицах 107 K.
В более массивных звёздах, температура в ядре которых превышает 2 × 107 K, основным механизмом термоядерного синтеза становится углеродно-азотно-кислородный цикл (CNO-цикл). Его катализируют ядра углерода, азота и кислорода:
Этот цикл является замкнутым: исходный углерод восстанавливается, а чистым продуктом реакции становится ядро гелия. Энергетическая эффективность CNO-цикла обладает более высокой температурной чувствительностью:
ϵCNO ∝ ρXZT20
где Z — содержание тяжёлых элементов.
Когда в звёздных недрах накапливается достаточное количество гелия, при температурах порядка 108 K запускается тройная альфа-реакция, в которой три ядра гелия превращаются в углерод:
Образование нестабильного ядра бериллия:
4 He + 4 He → 8 Be (τ1/2 ≈ 10−16 с)
Захват третьего альфа-частицы:
8 Be + 4 He → 12C* → 12C + γ
Стабильность реакции определяется наличием резонансного уровня в ядре углерода (уровень Хойла), что существенно увеличивает вероятность её протекания.
После исчерпания гелия звёзды с достаточной массой могут синтезировать более тяжёлые элементы в череде термоядерных этапов:
Углеродно-углеродный цикл:
12C + 12C → 24Mg, 20Ne + α, 23Na + p, и др.
Горение неона:
20Ne + γ → 16O + α
Кислородное горение:
16O + 16O → 32S, 28Si + α, идр.
Кремниевое горение:
28Si → 56Ni → 56Fe
(последняя стадия звёздного нуклеосинтеза перед коллапсом)
Каждый следующий этап требует более высокой температуры и протекает за всё меньшее время, вплоть до считанных суток или часов в конце жизни массивной звезды.
При гравитационном коллапсе массивной звезды и взрыве сверхновой происходит выброс вещества и реализация взрывного нуклеосинтеза. Здесь реализуются следующие механизмы:
Таким образом, сверхновые становятся основными источниками химически обогащённого вещества, включая элементы тяжелее железа, распространяемого в межзвёздной среде.
Нейтрино играют ключевую роль в ядерных процессах в звёздах. Они:
Наблюдение солнечных нейтрино (солнечная нейтринная проблема) позволило подтвердить протекание pp-цепочек и дало важную информацию о структуре Солнца. Современные нейтринные обсерватории, такие как Super-Kamiokande и Borexino, позволяют регистрировать даже слабые потоки нейтрино от различных источников, включая коллапсирующие звёзды.
Понимание ядерных реакций в звёздах позволяет описывать:
Таким образом, ядерная физика составляет фундамент астрофизических моделей и играет определяющую роль в понимании структуры и эволюции звёзд, а также химической эволюции галактик.