Процессы нуклеосинтеза в звёздах
Звезда на протяжении своей жизни поддерживает равновесие между гравитационным сжатием и давлением, обусловленным термоядерными реакциями в её ядре. Именно в результате этих реакций, происходящих при экстремальных температурах и давлениях, формируются ядра химических элементов — от водорода до железа и далее. Нуклеосинтез является следствием взаимодействия ядерных сил, квантовых эффектов и термодинамики в экстремальных условиях.
В ядрах звёзд основными термоядерными циклами являются:
Этот процесс преобладает в звёздах малой массы (например, Солнце). Основная реакция включает преобразование четырёх протонов в ядро гелия-4 с выделением энергии:
4p → 4He + 2e+ + 2νe + 26.7 МэВ
Процесс протекает через несколько стадий:
pp-I цепь:
$$ p + p \rightarrow d + e^+ + \nu_e \\ d + p \rightarrow \ ^3He + \gamma \\ ^3He + ^3He \rightarrow \ ^4He + 2p $$
pp-II и pp-III цепи включают превращения через бериллий и бор. Эти пути становятся доминирующими при температурах выше 1.5 × 107 К.
Протон-протонная цепочка эффективна при температуре порядка 107 К и имеет сравнительно медленную скорость, но достаточную для стабильного существования звёзд на протяжении миллиардов лет.
При более высоких температурах (более 1.5 × 107 К), характерных для более массивных звёзд, преобладает CNO-цикл, в котором углерод, азот и кислород выступают как катализаторы:
$$ ^{12}C + p \rightarrow \ ^{13}N + \gamma \\ ^{13}N \rightarrow \ ^{13}C + e^+ + \nu_e \\ ^{13}C + p \rightarrow \ ^{14}N + \gamma \\ ^{14}N + p \rightarrow \ ^{15}O + \gamma \\ ^{15}O \rightarrow \ ^{15}N + e^+ + \nu_e \\ ^{15}N + p \rightarrow \ ^{12}C + \ ^4He $$
Цикл замыкается, а ядро гелия выделяется, как и в pp-цепи. Энергия, выделяемая в этом процессе, сопоставима с pp-цепью, но скорость реакции возрастает намного быстрее с температурой — приблизительно как T18.
После исчерпания водорода в ядре звезды, в условиях высоких температур (более 108 К), начинается слияние ядер гелия:
$$ ^4He + ^4He \rightleftharpoons \ ^8Be \\ ^8Be + ^4He \rightarrow \ ^{12}C + \gamma $$
Образующийся бериллий-8 нестабилен (время жизни порядка 10−16 с), но при высокой плотности гелия возможно его взаимодействие с третьим ядром гелия до образования стабильного углерода-12. Вероятность процесса резко возрастает с температурой.
Для образования кислорода-16 происходит реакция:
12C+4He → 16O + γ
Таким образом, гелий преобразуется в более тяжёлые элементы — C, O, Ne и далее.
При температурах порядка 6 × 108 К начинается углеродное горение:
$$ ^{12}C + ^{12}C \rightarrow \ ^{20}Ne + ^4He \\ ^{12}C + ^{12}C \rightarrow \ ^{23}Na + p \\ ^{12}C + ^{12}C \rightarrow \ ^{23}Mg + n $$
Аналогично, при повышении температуры до ∼ 1.2 × 109 К возможно неоновое горение:
$$ ^{20}Ne + \gamma \rightarrow \ ^{16}O + ^4He \\ ^4He + ^{20}Ne \rightarrow \ ^{24}Mg + \gamma $$
Реакции становятся возможными благодаря фоторазвалу и последующему поглощению альфа-частиц.
При температурах выше 2 × 109 К наступает стадия кислородного горения:
$$ ^{16}O + ^{16}O \rightarrow \ ^{28}Si + ^4He \\ ^{16}O + ^{16}O \rightarrow \ ^{31}P + p $$
И, наконец, при T ∼ 3 × 109 К звезда вступает в стадию кремниевого горения:
$$ ^{28}Si + \gamma \rightarrow \ ^{24}Mg + ^4He \\ ^4He + ^{28}Si \rightarrow \ ^{32}S + \gamma $$
Серия последовательных α-захватов приводит к образованию ядер, вплоть до железа и никеля:
28Si→32S→36Ar→40Ca → …→56Fe
Железо и никель обладают наибольшей связанной энергией на нуклон, поэтому дальнейший синтез становится эндотермическим. В этом состоянии звезда достигает предела Чандрасекара и становится нестабильной.
В оболочках красных гигантов, при относительно низкой плотности нейтронов и умеренных температурах, реализуется s-процесс — постепенное захватывание нейтронов стабильными ядрами с последующим β-распадом:
$$ ^{56}Fe + n \rightarrow ^{57}Fe \\ ^{57}Fe + n \rightarrow ^{58}Fe \rightarrow \dots $$
Этот процесс длителен (порядка 103 − 106 лет) и приводит к образованию стабильных изотопов до висмута-209. Он обогащает межзвёздную среду после сброса внешних оболочек звезды.
В условиях чрезвычайно высокой плотности нейтронов, например, при взрыве сверхновой или слиянии нейтронных звёзд, реализуется r-процесс. Время между захватами нейтронов значительно меньше периода β-распада:
(A, Z) + n → (A + 1, Z) + n → … → (A + k, Z)
После насыщения и прекращения потока нейтронов, начинается каскад β-распадов к стабильным или слабо радиоактивным ядрам, в том числе элементам тяжелее урана.
Этот редкий путь синтеза отвечает за формирование некоторых стабильных изотопов, не образующихся ни в s-, ни в r-процессе. Предположительно, он реализуется в оболочках сверхновых и включает (γ,n), (γ,p) и (γ,α) реакции:
$$ (A,Z) + \gamma \rightarrow (A-1,Z) + n \\ (A,Z) + \gamma \rightarrow (A-1,Z-1) + p $$
Также возможны прямые протонные захваты при экстремально высоких температурах и плотностях:
56Ni + p→57Cu + γ
Нуклеосинтез в звёздах — ключевой механизм химической эволюции Вселенной. Именно звёзды — фабрики элементов, обогащающие межзвёздную среду после своей смерти, будь то через ветра красных гигантов, вспышки сверхновых или слияния компактных объектов. Элементы, необходимые для образования планет и жизни, включая углерод, кислород, азот, кальций, железо, формируются и распространяются в ходе этих процессов.
Таким образом, нуклеосинтез объединяет микроскопическую квантовую физику с макроскопической эволюцией галактик и Вселенной.