Стадии звёздного нуклеосинтеза
Звёздный нуклеосинтез — это совокупность ядерных реакций, происходящих в недрах звёзд и приводящих к образованию химических элементов тяжелее водорода. Эти процессы являются ключевыми для понимания химической эволюции Вселенной и источников энергии звёзд. В различных фазах своей эволюции звезды осуществляют синтез различных ядер, начиная от лёгких (гелий) и заканчивая элементами вплоть до железа и тяжелее.
Водородное горение (протон-протонный цикл и CNO-цикл)
На ранней стадии эволюции звезды, когда температура в её ядре достигает порядка 10⁷ K, начинает доминировать водородное горение, при котором протоны сливаются, образуя гелий. Существуют два основных механизма водородного синтеза:
Протон-протонный цикл (pp-цикл) — основной источник энергии в звёздах с массой менее 1.5 масс Солнца:
4 1H → 4He + 2e+ + 2νe + 2γ
Энергия, выделяемая в процессе, составляет около 26.7 МэВ. Этот цикл включает несколько стадий, с образованием дейтерия и позитронов.
Цикл углерод-азот-кислород (CNO-цикл) — доминирует в более массивных звёздах (T > 1.5×10⁷ K), где катализаторами реакции служат ядра углерода, азота и кислорода:
12C + 4p → 12C + 4He + 2e+ + 2νe
Несмотря на то, что углерод, азот и кислород в итоге не расходуются, они служат посредниками и ускоряют реакцию.
Гелиевое горение
Когда водород в ядре звезды исчерпан, температура и давление увеличиваются, и при T ≈ 10⁸ K начинается тройная альфа-реакция — слияние трёх ядер гелия (альфа-частиц):
3 4He → 12C + γ
Реакция протекает в два этапа:
Эта реакция чувствительна к температуре и плотности. Она начинается в ядрах звёзд с массой более 0.5 солнечных. При дальнейшем повышении температуры может происходить слияние углерода и гелия с образованием кислорода:
12C+4He → 16O + γ
Горение углерода, неона, кислорода и кремния
В массивных звёздах (более 8 масс Солнца) после исчерпания гелия начинаются последовательно реакции с участием более тяжёлых ядер:
Горение углерода (T ~ 5×10⁸ K):
12C+12C → 20Ne + 4He
12C+12C → 23Na + p
Горение неона (T ~ 1.2×10⁹ K):
Под действием гамма-квантов происходит фотораспад неона:
20Ne + γ → 16O+4He
Образующиеся альфа-частицы затем участвуют в реакциях с другими ядрами.
Горение кислорода (T ~ 1.5–2×10⁹ K):
16O+16O → 28Si+4He
Горение кремния (T ~ 3×10⁹ K):
Последний этап синтеза до железа. Сеть реакций включает фотораспад и последовательный захват альфа-частиц, нейтронов и протонов, приводя к образованию ядер с массовыми числами 56–60 (Fe, Ni, Co). Пример реакции:
28Si + α → 32S, 32S + α → 36Ar, …
Железный предел и прекращение экзотермического синтеза
Энергия связи на нуклон достигает максимума для железа (≈8.8 МэВ/нуклон у ^56Fe), поэтому дальнейший синтез более тяжёлых элементов становится эндотермическим. Это приводит к энергетическому коллапсу ядра звезды и возможному взрыву сверхновой.
Сверхновые и нейтронный захват
Во время взрыва сверхновой происходят два основных механизма образования элементов тяжелее железа:
s-процесс (slow neutron capture) — медленный захват нейтронов ядрами, сопровождаемый β⁻-распадом. Происходит в звёздах на стадии асимптотической ветви гигантов.
$$ (Z,A) + n \rightarrow (Z,A+1) \xrightarrow{\beta^-} (Z+1,A+1) $$
r-процесс (rapid neutron capture) — быстрый захват большого количества нейтронов за короткое время (секунды) в условиях чрезвычайно высокой плотности нейтронов. Характерен для вспышек сверхновых и слияния нейтронных звёзд.
Эти процессы ответственны за образование большинства стабильных изотопов тяжёлых элементов, таких как золото, уран, платина.
p-процесс и rp-процесс
Существуют также менее доминирующие пути:
p-процесс — образование редких стабильных изотопов, обеднённых нейтронами, путём фотонного выбивания нейтронов (γ,n) и (γ,α) из тяжёлых ядер в оболочках сверхновых.
rp-процесс (rapid proton capture) — быстрая последовательность захватов протонов при высокой температуре и плотности, ведущая к образованию нестабильных ядер с последующим β⁺-распадом.
Нуклеосинтез в слияниях компактных объектов
Современные наблюдения подтверждают, что слияния нейтронных звёзд также являются важными источниками тяжёлых элементов. Эти события сопровождаются колоссальным выбросом нейтронов и благоприятствуют r-процессу. Обнаружение гравитационных волн и оптических вспышек от таких событий (например, GW170817) подтвердило образование золота, платины и других элементов.
Роль звёзд различной массы в нуклеосинтезе
Значение звёздного нуклеосинтеза
Звёздный нуклеосинтез определяет химический состав межзвёздной среды, планет и биосферы. Почти все элементы, из которых состоят планеты и живые организмы, образованы в недрах звёзд. Таким образом, звёзды — это не только источники света и энергии, но и фабрики материи.