Звёздное ядро

Материал из testwiki
Перейти к навигации Перейти к поиску
Строение Солнца с ядром внизу

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:

[[Протон|Шаблон:Math]] + Шаблон:Math → 2H + [[Позитрон|Шаблон:Math]] + [[Электронное нейтрино|Шаблон:Math]] + 0,42 МэВ[1]
2H + Шаблон:Math → 3He + [[Фотон|Шаблон:Math]] + 5,49 МэВ[2].
3He + 3He → 4He + 2Шаблон:Math + 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 МэВ ~1,3Шаблон:E лет
13N → 13C + e+ + νe +2,22 МэВ ~7 минут (либо +1,20 МэВ без учёта аннигиляции e+; T½ для 13N = 9,96 мин[4])
13C + p → 14N + γ +7,55 МэВ ~2,7Шаблон:E лет
14N + p → 15O + γ +7,30 МэВ ~3,2Шаблон:E лет
15O → 15N + e+ + νe +2,75 МэВ ~82 секунды (либо +1,73 МэВ без учёта аннигиляции e+; T½ для 15O = 122,24 с[4])
15N + p → 12C + 4He +4,96 МэВ ~1,1Шаблон:E 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:

24He+24He→48Be−0,092 МэВ (эндотермическая реакция)
48Be→24He+24He+0,092 МэВ;
48Be+24He→612C+7,367 МэВ.

См. также

Примечания

Шаблон:Примечания

Ссылки

Шаблон:Нет сносок Шаблон:Звёзды

  1. ↑ Loveland, W. D., Morrissey, D. J. and Seaborg, G. T. (2005) 12. Nuclear Reactions in Nature: Nuclear Astrophysics Шаблон:Wayback / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12,Шаблон:Ref-en 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 Шаблон:Wayback / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12,Шаблон:Ref-en 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 Шаблон:Wayback / Modern Nuclear Chemistry, John Wiley & Sons DOI: 10.1002/0471768626.ch12,Шаблон:Ref-en page 24 " In ~ 86 % of the cases, the reaction is 3He + 3He → 4He + 2p Q = 12.96 MeV "
  4. ↑ 4,0 4,1 Principles and Perspectives in Cosmochemistry, Springer, 2010, ISBN 978-3-642-10368-1, page 233
Источник — https://ru.wiki.beta.math.wmflabs.org/w/index.php?title=Звёздное_ядро&oldid=18719