Во внутренних слоях звёзд, при высоких температурах и давлениях, происходят ядерные реакции, являющиеся основным источником их энергии. Эти реакции включают слияние лёгких ядер в более тяжёлые, при этом выделяется значительное количество энергии в форме кинетической энергии частиц и гамма-излучения. Существует несколько основных типов термоядерных реакций, среди которых наибольшее значение имеют протон-протонный цикл, углеродно-азотный цикл (ЦНО-цикл) и тройной альфа-процесс.
Протон-протонный (pp) цикл преобладает в звёздах с массой, сравнимой с солнечной или меньшей. Это основной механизм термоядерного синтеза в Солнце.
Основные стадии pp-I цикла:
p + p → d + e⁺ + νₑ Протон взаимодействует с другим протоном, образуется дейтрон (d), позитрон (e⁺) и нейтрино (νₑ). Эта реакция — наиболее медленная и определяет скорость всего цикла.
d + p → ³He + γ Дейтрон сталкивается с протоном, образуется гелий-3 и гамма-квант.
³He + ³He → ⁴He + 2p Два ядра гелия-3 объединяются, образуя ядро гелия-4 и два протона, возвращающихся в цикл.
Суммарная реакция: 4p → ⁴He + 2e⁺ + 2νₑ + 26,7 МэВ
Также существуют альтернативные ветви pp-II и pp-III, включающие промежуточные стадии с участием лития, бериллия и борона. Они становятся значимыми при температурах выше 15 млн К.
В более массивных звёздах (М > 1.5 M☉), где температуры превышают 18–20 млн К, доминирует ЦНО-цикл. Его катализируют ядра углерода, азота и кислорода, которые не расходуются, а служат промежуточными компонентами.
Основная последовательность ЦНО-I:
Суммарная реакция: 4p → ⁴He + 2e⁺ + 2νₑ + 25 МэВ
Хотя энергетическая эффективность ЦНО-цикла схожа с pp-циклом, его температурная зависимость гораздо выше. Величина энергии, выделяемой в единице массы вещества, пропорциональна примерно T²⁰, тогда как для pp-цикла — T⁴. Это делает ЦНО-цикл особенно чувствительным к температурным флуктуациям в звёздном ядре.
Когда в недрах звезды накапливается значительное количество гелия (⁴He), при температурах порядка 100 млн К и выше начинается тройной альфа-процесс:
⁴He + ⁴He ⇌ ⁸Be Ядро бериллия-8 крайне неустойчиво (время жизни ~10⁻¹⁶ с), но при высокой плотности и температуре оно может захватить ещё одно ядро гелия до распада:
⁸Be + ⁴He → ¹²C + γ
Таким образом, образуется стабильное ядро углерода-12. Этот процесс критически важен для нуклеосинтеза элементов тяжелее гелия. При дальнейшем увеличении температуры возможно:
¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ
Это приводит к образованию кислорода, и при определённых условиях может начаться дальнейший синтез до неона, магния и так далее.
В звёздах поздних стадий эволюции, особенно в массивных, при температурах выше 2×10⁹ К и высоких плотностях реализуются процессы, приводящие к установлению ядерного статистического равновесия (ЯСР). Пример — кремниевое горение, где:
²⁸Si + γ → n, p, α → ³²S, ³⁶Ar, ⁴⁰Ca, … → ⁵⁶Ni
В результате формируются наиболее стабильные ядра — преимущественно ⁵⁶Ni, которое затем радиоактивно распадается до стабильного ⁵⁶Fe. Элементы с массовыми числами A ≈ 56 обладают максимальной связанной энергией на нуклон, что делает их финальной стадией экзотермического синтеза.
Количество энергии, выделяемой в ядерных реакциях, определяется разницей масс реагирующих и образующихся ядер (дефект массы). Эта энергия переходит в:
Нейтрино практически не взаимодействуют с веществом и несут прямую информацию о происходящем в ядре звезды, особенно в фазе коллапса.
Энергия, генерируемая в ядре, переносится к поверхности звезды через излучение, конвекцию или теплопроводность, формируя светимость звезды, которую мы наблюдаем.
Темп ядерных реакций зависит от плотности, температуры и сечения взаимодействия. Поскольку большинство реакций — это туннельные процессы, их скорость определяется вероятностью квантового туннелирования через кулоновский барьер. В этом контексте важным является гамовский пик — область энергий, где наиболее вероятно взаимодействие частиц.
Для звёзд главной последовательности соблюдается эмпирическое соотношение:
L ∝ M³⁵–⁴,
где L — светимость, M — масса. Это отражает нелинейную зависимость мощности термоядерного синтеза от массы и температуры.
Стабильность звезды обеспечивается саморегуляцией: при росте температуры возрастает энергия, выделяемая в реакциях, что ведёт к расширению и охлаждению, и наоборот. Это ключевой механизм гидростатического и термического равновесия.
В ходе звёздной эволюции происходят последовательно разные стадии горения:
Чем выше масса звезды, тем дальше продолжается ядерный синтез до более тяжёлых элементов. Однако реакция слияния железа и более тяжёлых ядер энергетически невыгодна, поскольку требует затрат энергии.
Это приводит к прекращению термоядерного источника давления, и, если масса ядра превышает предел Оппенгеймера-Волкова (~3 M☉), происходит гравитационный коллапс с формированием нейтронной звезды или чёрной дыры.
Термоядерные реакции в звёздах не только поддерживают их светимость, но и являются источником всех химических элементов тяжелее гелия. Именно в недрах звёзд формируется периодическая таблица: от углерода до урана. Далее, в результате сверхновых, планетарных туманностей и звездного ветра, эти элементы выбрасываются в межзвёздную среду, участвуя в образовании новых поколений звёзд и планет.
Таким образом, ядерные реакции в звёздах — фундаментальный процесс, определяющий химическую эволюцию Вселенной, энергетический баланс галактик и условия, при которых возможна жизнь.