.
Квантовая теория Масса ядра Атомные ядра момент ядра радиоактивность Альфа-распад Бета-распад Гипотеза нейтрино Гамма-излучение Дейтрон Резонансное возбуждение кварки и лептоны частицы и античастицы Космические лучи Распад протонов

Курс лекций по ядерной физике, физика атомного ядра и частиц

Ядерные реакции в звездах

    В 1939 году Г. Бете впервые рассмотрел CNO-цикл как один из путей образования гелия из водорода в звездах. Особенность CNO-цикла состоит в том, что он, начинаясь с ядра углерода, сводится к последовательному добавлению 4-х протонов с образованием в конце CNO-цикла ядра 4He. Последовательность реакций, первоначально предложенная Бете и К.-Ф. Вайцзеккером, имеет вид12C + p --->13N + гамма
13N --->13C + e+ + neutrino
13C + p --->14N + гамма
14N + p --->15O + гамма
15O--->15N + e+ + neutrino
15N + p --->12C + 4He.Ядро 12C в этом цикле играет роль катализатора синтеза ядер 4He.
    М. Бeрбидж, Г. Бeрбидж, В. Фаулер, Ф. Хойл в 1957 году дали следующее описание основных процессов звездной эволюции (рис.2), в которых происходит образование атомных ядер.
  1. Горение водорода, в результате этого процесса образуются ядра 4He.
  2. Горение гелия. В результате реакции 4He + 4He + 4He--->12C + гамма образуются ядра 12C.
  3. альфа-процесс. В результате последовательного захвата альфа-частиц образуются ядра 16O, 20Ne, 24Mg, 28Si …
  4. e-процесс. При достижении температуры 5·109 K в звездах в условиях термодинамического равновесия протекает большое количество разнообразных реакций, в результате чего образуются атомные ядра вплоть до Fe и Ni. Ядра с A ~ 60 - наиболее сильно связанные атомные ядра. Поэтому на них кончается цепочка ядерных реакций синтеза, сопровождающихся выделением энергии.
  5. s-процесс. Ядра тяжелее Fe образуются в реакциях последовательного захвата нейтронов. Последующий beta min-распад повышает порядковый номер образующихся атомных ядер. Интервал времени между последовательными захватами нейтронов больше периодов beta min-распада.
  6. r-процесс. Если скорость последовательного захвата нейтронов гораздо больше скорости beta min-распада атомного ядра, то оно успевает захватить большое число нейтронов и лишь затем, в результате последовательной цепочки beta min-распадов, превращается в стабильное ядро. Обычно считается, что r-процессы происходят в результате взрывов Сверхновых.
  7. P-процесс. Некоторые стабильные нейтронодефицитные ядра (так называемые обойденные ядра) образуются в реакциях захвата протона, в реакциях (beta min,n) или в реакциях под действием нейтрино.
  1. X-процесс. Механизм образования легких ядер Li, Be, B в то время не был известен. Образовавшись в звездах, эти ядра должны были интенсивно разрушаться в реакциях под воздействием протонов. Сегодня считается, что эти ядра образуются в результате взаимодействия космических лучей с космической пылью. (Легкие ядра образуются также на дозвездной стадии эволюции Вселенной.)

    Основные этапы эволюции
        массивной звезды

    Рис. 2. Основные этапы эволюции массивной звезды


    На главную