Звёздное ядро

Звёздное ядро — центральная область звезды, характеризующаяся максимальной плотностью и температурой. У звезд главной последовательности ядро является областью, в которой происходит термоядерные реакции, за счёт которой звезда светится.

Термоядерные реакции в ядрах звезд

Зависимость энерговыделения от температуры при разных ядерных процессах в звёздах

В ядрах звезда главной последовательности происходят термоядерные реакции, являющиеся источником энергии излучения звезд.

В ядрах маломассивных звезд — с массой порядка массы Солнца или меньше — доминирует протон-протонный цикл:

p + p → ²H + e⁺ + ν_e + 0,42 МэВ^[1]

²H + p → ³He + γ + 5,49 МэВ^[2].

³He + ³He → ⁴He + 2p + 12,85 МэВ^[3].

В ядрах более массивных звезд главной последовательности преобладает углеродный цикл, в котором "катализатором" синтеза гелия из водорода является углерод:

¹²C + p	→	¹³N + γ	+1,94 М эВ	~1,3⋅10⁷ лет
¹³N	→	¹³C + e⁺ + ν_e	+2,22 МэВ	~7 минут	(либо +1,20 МэВ без учёта аннигиляции e⁺; T_½ для ¹³N = 9,96 мин^[4])
¹³C + p	→	¹⁴N + γ	+7,55 МэВ	~2,7⋅10⁶ лет
¹⁴N + p	→	¹⁵O + γ	+7,30 МэВ	~3,2⋅10⁸ лет
¹⁵O	→	¹⁵N + e⁺ + ν_e	+2,75 МэВ	~82 секунды	(либо +1,73 МэВ без учёта аннигиляции e⁺; T_½ для ¹⁵O = 122,24 с^[4])
¹⁵N + p	→	¹²C + ⁴He	+4,96 МэВ	~1,1⋅10⁵ лет

либо, в массивных звездах, углеродно-кислородный цикл (CNO-цикл), в котором "катализаторами" синтеза гелия из водорода являются углерод и кислород.

Выгорания водорода в звезде главной последовательности приводит к прекращению энерговыделения в ядре, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов:

\mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{4}^{8}Be} -0{,}092

МэВ (эндотермическая реакция)

\mathrm {_{4}^{8}Be} \rightarrow \mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{2}^{4}He} +0{,}092

МэВ;

\mathrm {_{4}^{8}Be} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{6}^{12}C} +7{,}367

МэВ.

См. также

Примечания

↑ Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) page 24 "12.6.2 Hydrogen Burning " "p + p → d + e+ +νe Q = 0.42 MeV "
↑ Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) page 24 "The next reaction in the sequence is d + p →3He + γ Q = 5.49 MeV. "
↑ Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) page 24 " In ~ 86 % of the cases, the reaction is 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12.96 MeV "
↑ ¹ ² Principles and Perspectives in Cosmochemistry, Springer, 2010, ISBN 978-3-642-10368-1, page 233

Ссылки

Bisnovatyi-Kogan, G.S. (2001), Stellar Physics: Stellar Evolution and Stability, Astronomy and Astrophysics Library, translated by Blinov, A.Y.; Romanova, M., Springer Science & Business Media, ISBN 9783540669876 {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 20 августа 2020 на Wayback Machine
Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (November 1997), "Structure and evolution of low-mass stars", Astronomy and Astrophysics, 327: 1039−1053, arXiv:astro-ph/9704118, Bibcode:1997A&A...327.1039C. {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка)
Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library (2nd ed.), Springer Science & Business Media, ISBN 9780387200897 {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine
Iben, Icko (2013), Stellar Evolution Physics: Physical processes in stellar interiors, Cambridge University Press, p. 45, ISBN 9781107016569. {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine
Lang, Kenneth R. (2013), Essential Astrophysics, Undergraduate Lecture Notes in Physics, Springer Science & Business Media, p. 339, ISBN 978-3642359637. {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine
Lodders, Katharina; Fegley, Jr, Bruce (2015), Chemistry of the Solar System, Royal Society of Chemistry, p. 126, ISBN 9781782626015. {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 18 августа 2020 на Wayback Machine
Maeder, Andre (2008), Physics, Formation and Evolution of Rotating Stars, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, ISBN 9783540769491. {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 18 августа 2020 на Wayback Machine
Pradhan, Anil K.; Nahar, Sultana N. (2011), Atomic Astrophysics and Spectroscopy, Cambridge University Press, pp. 226−227, ISBN 978-1139494977. {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 18 августа 2020 на Wayback Machine
Rose, William K. (1998), Advanced Stellar Astrophysics, Cambridge University Press, p. 267, ISBN 9780521588331 {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 20 августа 2020 на Wayback Machine
Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley & Sons, ISBN 9780470092224 {{citation}}: Недопустимый |ref=harv (справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine

[1] Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) page 24 "12.6.2 Hydrogen Burning " "p + p → d + e+ +νe Q = 0.42 MeV "

[2] Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) page 24 "The next reaction in the sequence is d + p →3He + γ Q = 5.49 MeV. "

[3] Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Архивная копия от 5 марта 2016 на Wayback Machine / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12, (англ.) page 24 " In ~ 86 % of the cases, the reaction is 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12.96 MeV "

[half-life-cn-4] ¹ ² Principles and Perspectives in Cosmochemistry, Springer, 2010, ISBN 978-3-642-10368-1, page 233

[1]

[2]

[3]

[4]