Зоряний нуклеосинтез — перетворення одних атомних ядер на інші у ядерних реакціях у зорях. Ці ж ядерні реакції є основним джерелом енергії зір. Більшість зір світяться завдяки тому, що перетворюють водень на важчі елементи. Майже всі атомні ядра, важчі за гелій (в тому числі більшість елементів, що складають Землю) були утвореня в ядерних реакціях у зорях попередніх поколінь і потім викинуті в космос у кінці їх зоряної еволюції.
Найважливіші ядерні реакції у зорях — реакції ядерного горіння водню, у яких чотири протони перетворюються на ядро гелію-4. Під час стадії головної послідовності, яка займає близько 90 % життя зорі, у її ядрі йдуть саме ці реакції. Згоряння водню відбувається двома способами: у протон-протонному ланцюжку та у вуглецево-азотному циклі.
Наступні реакції можуть протікати лише у достатньо масивних зорях. За рахунок цих реакцій зорі отримують значно менше енергії, ніж за рахунок згоряння водню, але саме у цих реакціях формується більшість інших хімічних елементів. Перша з цих реакцій — ядерне горіння гелію, у якому гелій-4 перетворюється на вуглець і кисень. Після згоряння гелію починається ядерне горіння вуглецю, неону, кисню і, нарешті, кремнію. У цих реакціях синтезуються різні елементи аж до залізного піку, найважчий із яких — цинк. Синтез важчих елементів енергетично невигідний і не відбувається при термодинамічній рівновазі, проте в деяких умовах, наприклад, у вибухах наднових, можливий і він. Важкі елементи формуються в ході s-процесу і r-процесу, при яких ядра захоплюють нейтрони, а також p-процесу, при якому ядро може, наприклад, захоплювати протони.
Питання про джерело енергії зір виникло після того, як було сформульовано закон збереження енергії, — у 1840-х роках. Гіпотезу про те, що енергія виділяється при перетворенні водню на гелій, висунув у 1920 році Артур Еддінгтон, після чого були відкриті ядерні реакції, необхідні для цього процесу. У 1941 році Мартін Шварцшильд розрахував модель Сонця з термоядерним джерелом енергії і зміг теоретично передбачити деякі спостережувані властивості Сонця, — таким чином була підтверджена теорія термоядерного синтезу в надрах зір. Пізніше було відкрито можливість протікання інших реакцій у надрах зір, а 1957 року вийшла стаття B²FH, де було в деталях пояснено походження більшості хімічних елементів.
Загальна інформація
Енерговиділення
Термоядерні реакції, у яких із легких ядер синтезуються важки, — основне джерело енергії зір, причому найбільший внесок у загальне енерговиділення дають реакції ядерного горіння водню. Велике енерговиділення в ядерних реакціях на одиницю маси дає зорям змогу підтримувати високу світність протягом тривалого часу: наприклад, світність Сонця становить 4 × 1026 Вт, а повна тривалість його життя складе понад 1010 років.
Маса ядер менша, ніж сумарна маса нуклонів, що їх складають, через енергію зв'язку в ядрах. При термоядерних реакціях енергія зв'язку збільшується, тобто маса зменшується, і частина маси переходить в енергію за формулою , де — швидкість світла. Наприклад, при перетворенні чотирьох протонів на ядро гелію виділяється близько 7 МеВ на один нуклон, у той час як енергія спокою нуклона становить 1 ГеВ, так що при перетворенні водню в гелій 0,7 % маси переходить в енергію, а на кожен кілограм водню, що перетворився на гелій, виділяється енергія 6,4 × 1014 Дж.
Більшість енергії переходить у тепло, яке поступово переноситься до поверхні зорі та у вигляді фотонів випромінюється в космос. Невелика частина енергії виділяється у формі нейтрино, які вільно залишають зорю, не взаємодіючи з її речовиною.
Нуклеосинтез
Внаслідок ядерних реакцій утворюються ядра різних хімічних елементів. Зорі невеликої маси здатні синтезувати гелій із водню, масивніші зорі можуть підтримувати й інші реакції, у яких формуються важчі елементи, аж до залізного піку, на якому ядра мають максимальну питому енергію зв'язку. Синтез ще важчих елементів енергетично невигідний, але він може відбуватися в деяких умовах, наприклад, за наявності вільних нейтронів. Хоча реакції, що йдуть після ядерного горіння водню, не такі важливі за сумарним енерговиділенням, саме в них синтезується більшість хімічних елементів важчих за гелій.
Поступова зміна хімічного складу внаслідок ядерних реакцій є причиною еволюції зір. Синтезовані у зорях елементи потрапляють до навколишнього простору різними шляхами: наприклад, при вибухах наднових, хоча й тоді деяка частина речовини залишається у компактних залишках зір. Зорі відіграють ключову роль у нуклеосинтезі — виробництві більшості хімічних елементів та збагаченні ними міжзоряного середовища.
Умови у зорях
Нуклони в атомних ядрах пов'язані силами ядерної взаємодії, але ці сили діють лише на малих відстанях — порядку розмірів ядра, тоді як на великих відстанях домінує електростатичне кулонівське відштовхування. Для того, щоб ядерна взаємодія переважила електростатичну та відбулася термоядерна реакція, ядрам потрібно зблизитися, подолавши кулонівський бар'єр.
У надрах зір температура достатньо висока, щоб деяка невелика частка ядер могла долати кулонівський бар'єр. У рамках класичної механіки ймовірність цього була б мізерна — наприклад, для Сонця температура в центрі становить близько 107 K, що відповідає середній енергії порядку 1 кеВ, а для подолання кулонівського бар'єру між двома протонами необхідна енергія порядку 1 МеВ — у 1000 разів більше. Для максвеллівського розподілу частинок за швидкостями таку енергією має лише від усіх частинок, тобто 10−430, тоді як у Сонці всього 1057 частинок. Однак насправді завдяки тунельному ефекту частинки з енергією, значно нижчою за висоту бар'єру, все ще можуть з деякою ймовірністю його подолати, «протунелюватись» через бар'єр. Це суттєво підвищує ймовірність ядерних реакцій у зорях і робить можливим зоряний нуклеосинтез.
Темп реакцій
Можна розглянути два типи частинок, і , при взаємодії яких можлива ядерна реакція. Якщо їх концентрації становлять і , при цьому відносна швидкість групи частинок та групи частинок складає , тоді кількість реакцій на одиницю об'єму виражається формулою:
У цій формулі — поперечний переріз реакції — параметр, що характеризує ймовірність цієї реакції. Він має розмірність площі та залежить від швидкості , з якою частинки стикаються. Однак модель із такими двома групами частинок не підходить для речовини зір: відносні швидкості частинок у них описуються максвеллівським розподілом , тому вираз для темпу реакцій набуває іншого вигляду:
Величина називається темпом реакцію пару частинок. Якщо розглядаються реакції між однаковими частинками, то формула для виглядає так:
Максвеллівський розподіл задається формулою:
де — зведена маса частинок, — стала Больцмана, — температура. Ефективний переріз для ядерних реакцій пропорційний ймовірності подолання кулонівського бар'єру і залежить від кінетичної енергії частки :
Тут — константа, яка залежить тільки від властивостей ядер, що беруть участь у реакції, яка називається енергією Гамова. — функція, що слабко залежить від , так що її наближено можна вважати константою. При підстановці цих значень у формулу для і потім для виходить:
Визначивши теоретично або експериментально темп деяуої реакції, можна порахувати його чутливість до зміни температури:
Якби було однаковим для різних температур, залежність темпу реакцій від температур виглядала б як . У дійсності змінюється з температурою, але досить повільно, як , тому нерідко для опису чутливості реакції до температури використовують наближення. . Тоді потужність енерговиділення на одиницю об'єму виражається як , де — густина речовини, а — деякий коефіцієнт пропорційності.
Основні процеси
Маргарет Бербідж, Джеффрі Бербідж, Вільям Фаулер та Фред Гойл у 1957 році вказали основні ядерні реакції, у яких відбувається утворення атомних ядер, важчих за водень. До процесів зоряного нуклеосинтезу належать:
- «Горіння» водню (протон-протонний ланцюжок, вуглецево-азотний цикл) — утворення 42He
- «Горіння» гелію (потрійний α-процес) — утворення 126C
- Утворення елементів, важчих від гелію:
- α-процес
- «Горіння» вуглецю — утворення 2010Ne, 2412Mg
- «Горіння» кисню — утворення 2814Si, 3216S
- «Горіння» неону — утворення 3618Ar, 4020Ca
- «Горіння» кремнію — утворення 5226Fe, 5628Ni
- Рівноважний процес ()
- Утворення елементів, важчих від заліза:
- Захоплення нейтронів:
- s-процес — «повільне» захоплення, під час якого нестабільні ядра з невеликими періодами напіврозпаду, утворені внаслідок захоплення одного нейтрона, розпадаються до захоплення наступного. Процес призводить до утворення лише досить стабільних ядер від заліза до бісмуту, оскільки елементи з номерами 84—89 не мають стабільних ізотопів.
- r-процес — «швидке» захоплення, під час якого утворені внаслідок захоплення одного нейтрона нестабільні ядра не встигають розпастися до захоплення наступного. В основному зустрічається у процесах злиття двох нейтронних зір або нейтронної зорі та чорної діри (т. зв. кілонові), бо надані там умови, а саме концентрація нейтронів та температура, ідеально підходять для проходження r-процесу (див. Нуклеосинтез у кілонових).
- Захоплення протонів:
- p-процес — «повільне» захоплення протонів. Завдяки цьому процесу, зокрема, утворюються обійдені ядра.
- rp-процес — «швидке» захоплення протонів.
- Фотоядерна реакція:
- Захоплення нейтронів:
- Утворення легких елементів:
Реакції нуклеосинтезу
Ядерне горіння дейтерію та літію
Дейтерій та літій — рідкісні елементи, тому згоряння цих елементів у ядерних реакціях завершується порівняно швидко й не дає великої кількості енергії. Однак реакції за участю цих елементів йдуть за порівняно низької температури, за якої ще неможливо ядерне горіння водню. Тому ядерне горіння дейтерію та літію — реакції, які починаються в зорях першими, ще на стадії протозорі. Ці реакції також йдуть у коричневих карликах — об'єктах, маса яких занадто мала, щоб запустити стабільне ядерне горіння водню і стати зорями.
Ядерне горіння дейтерію можливе при температурах не менше 5 × 105 K, і саме його можливість визначає нижню межу маси коричневого карлика — 0,013 M☉. Горіння дейтерію полягає у злитті дейтрона з протоном й утворенні ядра гелію-3:
Для ядерного горіння літію потрібна температура не менше 2 × 106 K, яка досягається в об'єктах із масою не менше 0,055—0,060 M☉. Ця реакція є злиттям ядра літію-7 з протоном, при якому утворюється два ядра гелію-4:
Ядерне горіння водню
Більшу частину маси зір — близько 70 % — становить водень, при перетворенні якого в гелій виділяється велика кількість енергії на один нуклон. У ланцюжку ядерних реакцій, які призводять до утворення заліза — елемента з найбільшою енергією зв'язку на нуклон, близько 70 % виділеної енергії припадає на реакції перетворення водню на гелій. Крім того, світність зір, поки вони спалюють водень у ядрі і знаходяться на головній послідовності, менша, ніж на наступних етапах, так що ця стадія займає більшу частину життя зорі — близько 90 %, і більшість зір у Всесвіті — зорі головної послідовності. Навіть коли водень у ядрі вичерпано, і зоря зійшла з головної послідовності, ядерне горіння водню все одно може продовжуватися у сферичній оболонці навколо ядра.
Ядерне горіння водню стає можливим за температури щонайменше 3 × 106 K. Наймасивніші коричневі карлики, важчі за 0,06 M☉, теж здатні деякий час спалювати водень, але припиняють цю реакцію до моменту, коли досягають рівноваги. Мінімальна маса об'єкта, здатного спалювати водень протягом тривалого часу і, таким чином, вважатись зорею, становить 0,075 M☉.
Ядерне горіння водню хоч і може йти різними шляхами, зводиться до реакції виду із виділенням 27,3 МеВ енергії, тобто близько 7 МеВ на нуклон. У цій реакції також утворюються нейтрино, уносячи частку енергії, різну для різних шляхів даної реакції. Два основні шляхи горіння водню — протон-протонний ланцюжок і CNO-цикл, причому в обох можливі різні ланцюжки реакцій. У CNO-циклі як каталізатор виступають ядра вуглецю, азоту і кисню, і він більш чутливий до температури, ніж протон-протонний цикл. Протон-протонний цикл робить основний внесок в енерговиділення у зір із масою менше 1,5 M☉, де центральна температура нижче 1,8 × 107 K, а CNO-цикл домінує у масивніших зорях із гарячішими ядрами. У Сонця з центральною температурою 1,6 × 107 K у CNO-циклі виділяється лише 10 % енергії. Також CNO-цикл є основним шляхом ядерного горіння водню, якщо воно відбувається в сферичній оболонці.
Для протікання CNO-циклу необхідна наявність вуглецю, азоту та кисню у речовині зорі. Якщо цих елементів недостатньо — менше 10−10—10−9 маси зорі, то CNO цикл проходити не може, і єдиним джерелом енергії залишається протон-протонний цикл. Щоб за його допомогою виділяти достатньо енергії для збереження гідростатичної рівноваги, ядро зорі змушене стискатися і нагріватися набагато сильніше, ніж для зорі з нормальною металічністю. У цьому випадку температура в центрі потужних зір може досягати 100 мільйонів кельвінів, чого вже достатньо для проходження потрійного альфа-процесу за участю гелію. У цій реакції виробляється вуглець і коли його стає досить багато, енергія починає виділятися за рахунок CNO-циклу, а температура і тиск у ядрі зорі знижуються до значень, що спостерігаються у нормальних зір. Вважається, що описаний сценарій реалізовувався у зір гіпотетичного населення III: вони повинні були сформуватися з речовини, утвореної при первинному нуклеосинтезі, яка практично не містила елементів важчих за гелій. Такі елементи вперше утворилися саме в цих зорях, наймасивніші з яких швидко завершили свою еволюцію і викинули в міжзоряне середовище речовину, збагачену цими елементами. З такої речовини згодом і сформувалися зорі наступних поколінь — населення II та населення I.
Горіння гелію
Після закінчення запасів водню в ядрі зорі в результаті р-р- або CNO-циклів він продовжує горіти в оболонці, яка оточує це гелієве зоряне ядро. Маса гелієвого ядра поступово збільшується, гравітаційні сили водночас стискають ядро зорі, підвищуючи його густину і температуру. Оболонка зорі, навпаки, сильно розширюється. У результаті змінених фізичних властивостей зоря сходить з головної послідовності діаграми «спектр — світність» і перетворюється на червоного гіганта.
У момент, коли в ядрі зорі температура досягає 1,5×108 К, а густина 5×104 г/см³, починається так звана потрійна реакція за участю ядер гелію
Ще до експериментального виявлення збудженого стану ядра 12C Ф. Гойл із чисто астрофізичних міркувань показав, що для утворення вуглецю в процесі горіння гелію має існувати його збуджений стан поблизу границі розпаду на 8Be і 4He. Незважаючи на те що ядро 8Be, яке утворюється з двох ядер гелію, нестабільне (τ ≈ 10−16 с), воно встигає провзаємодіяти з ядром 4He. Ця взаємодія є резонансною і перетин σ досить великий завдяки тому, що енергія другого збудженого стану 12C** відповідає 7,65 МеВ і близька до енергії границі розпаду на нукліди 8Be + 4He, рівній 7,37 МеВ.
Поряд із розглянутою реакцією можлива реакція з утворенням кисню
Відносні кількості 12C і 16O значною мірою визначаються швидкостями реакцій
та
На жаль, є значні невизначеності у встановленні швидкості останньої реакції. Утворені ядра 16O вступають у реакцію з ядрами 4He і утворюють ядра неону
Ядро 20Ne не володіє енергетичним рівнем, близьким до границі розпаду на 16O + 4He, і тому швидкість цієї реакції невелика. Навпаки, реакція 20Ne(4He, γ)24Mg характеризується багатьма ймовірними резонансами в області температур, відповідних горінню гелію. Процес горіння гелію супроводжується іншими реакціями з утворенням різних нуклідів. Наприклад, радіоактивний ізотоп фтору 18F, що утворюється в реакції
- ,
в результаті позитронного розпаду перетворюється на ізотоп кисню
Слідом за утворенням 18O підуть реакції
і інші за участю гелію.
Синтез елементів до залізного піку
Реакція | Тривалість стадії у роках | ||
---|---|---|---|
15M☉ | 20M☉ | 25M☉ | |
Горіння водню | 1,1 × 107 | 7,5 × 106 | 5,9 × 106 |
Горіння гелію | 1,4 × 106 | 9,3 × 105 | 6,8 × 105 |
Горіння вуглецю | 2600 | 1400 | 970 |
Горіння неону | 2,0 | 1,5 | 0,77 |
Горіння кисню | 2,5 | 0,79 | 0,33 |
Горіння кремнію | 0,29 | 0,031 | 0,023 |
Процеси нуклеосинтезу у масивних зорях на пізніх стадіях еволюції складні та різноманітні. Після закінчення горіння гелію в ядрах цих зір послідовно відбуваються реакції, у яких виробляються все важчі хімічні елементи, аж до елементів залізного піку (їх створюють зорі з масами щонайменше 10—15 M☉). Синтез ще важчих елементів енергетично невигідний і у звичайних зорях за умови термодинамічної рівноваги він не відбувається. Найважчий елемент, який може утворитися в рівноважному нуклеосинтезі, — цинк. Важчі елементи можуть сформуватися тільки за нерівноважних умов, наприклад, у вибухах наднових.
Усі ці реакції завершуються дуже швидко — тривалість реакцій після ядерного горіння вуглецю не перевищує кількох років. При цьому час, за який зоря може достатньо змінити розмір, температуру та світність, відповідає тепловому часу, який для зір на відповідних стадіях еволюції близько 100—1000 років. Тому на цих пізніх стадіях зовнішні характеристики зір практично не встигають змінитись, однак у перенесенні збільшеного потоку енергії від ядра основну роль починає відігравати нейтринне випромінювання. Ці реакції можуть проходити одночасно в різних областях зорі: структура зорі за хімічним складом стає багатошаровою, і на межах між шарами відбуваються реакції, у яких один елемент перетворюється на інший.
Крім зазначених нижче реакцій, при термоядерному синтезі у зорях виробляється і безліч інших елементів легше заліза, проте численні реакції, при яких ці елементи утворюються, забезпечують незначний внесок в енерговиділення.
Горіння вуглецю
Після того, як у ядрі зорі масою понад 8 M☉ вичерпується гелій, воно стискається, і при досягненні температури (0,3—1,2) × 109 K у ньому починається ядерне горіння вуглецю:
Ізотоп магнію перебуває у збудженому стані, тому може розпадатися по одному з наведених шляхів:
Також саме під час цієї стадії нейтрино починають грати вирішальну роль у перенесенні енергії з ядра зорі.
Водночас з цими реакціями утворюються алюміній, кремній і деякі інші сусідні нукліди в результаті захоплення утвореними нуклідами вивільнених p, n, α. Наприклад, 25Al утворюється в результаті
Характер горіння вуглецю сильно залежить від маси зорі. У масивних зорях вуглець може загорітися і продовжувати горіння в умовах статичної рівноваги зорі. У зорях масою всього лише кілька сонячних мас вуглець може загорітися в умовах виродженого стану електронів, якщо взагалі зможе утворитися вуглецеве ядро.
Горіння неону
Горіння неону характеризується короткою стадією і полягає у фотодисоціації 20Ne під дією високоенергетичних γ-квантів із відривом α-частинки. Вивільнені α-частинки взаємодіють із неоном і іншими ядрами до тих пір, поки не вичерпається запас неону.
Горіння кисню
Під горінням кисню мається на увазі злиття двох ядер 16O при енергіях кілька мегаелектронвольт (Т ≈ 109 К). Ця реакція має також кілька каналів:
- , Q = 9,59 МеВ
- , Q = 7,68 МеВ
- , Q = 1,45 МеВ
- , Q = 0,39 МеВ
- , Q = 0,39 МеВ
- , Q = 1,99 МеВ
Горіння кремнію
Слідом за стадією горіння 16O у міру зростання температури і густини слідує горіння кремнію. Однак складні атомні ядра стають схильні до фотодисоціації, а звільнені α-, p-, n-частинки взаємодіють із ядрами, які не встигли продисоціювати, і утворюють важчі ядра, враховуючи ядра залізного піку на кривій поширеності елементів. Цей процес описується сотнею ядерних реакцій. Як приклад дві з таких реакцій:
Реакція типу:
малоймовірна через великий кулонівський бар'єр. Цю реакцію символічно можна замінити на наступні:
Ядра 56Ni в результаті двох β- розпадів перетворюються у 56Fe.
Горіння кремнію є кінцевою стадією термоядерного синтезу нуклідів у масивних зорях, на якій утворюються ядра групи заліза, які мають максимальну питому енергію зв'язку. Подальший термоядерний синтез у результаті приєднання легких ядер ядрами групи заліза не має місця, оскільки цей процес повинен протікати тільки з поглинанням енергії. Остання стадія зорі не може існувати довго, оскільки в її центрі термоядерні реакції згасають. Цей стан зорі називається переднадновою, який передує вибуху зорі внаслідок порушення в ній рівноваги.
Синтез елементів після залізного піку
Термоядерні реакції в умовах термодинамічної рівноваги формують насамперед ядра з найбільшою енергією зв'язку, тобто елементи залізного піку. Важчі елементи формуються в нерівноважних умовах, зокрема, під час вибухів наднових.
Захоплення нейтронів
Один із механізмів утворення важких елементів — захоплення нейтронів, при якому відбувається злиття ядер із вільними нейтронами. Кулонівський бар'єр для таких реакцій відсутній. Вирізняють два види процесів нейтронного захоплення: s-процес (від англ. slow — «повільний») і r-процес (від англ. rapid — «швидкий»). Перший проходить при порівняно невеликому потоці нейтронів, другий — при великому.
При захопленні нейтрона масове число ядра збільшується на 1, а зарядове залишається тим самим. Ядра, у яких дуже багато нейтронів, нестійкі і можуть піддаватися бета-розпаду, при якому нейтрон у ядрі перетворюється на протон, тобто зарядове число збільшується на 1, а масове не змінюється. Таким чином, численні захоплення нейтронів призводять до бета-розпадів, у результаті утворюються ядра дедалі важчих елементів. Нейтронне захоплення грає основну роль у синтезі елементів важче заліза, причому в ньому виробляються ті елементи [en], які відносно багаті на нейтрони.
Історія дослідження
Розуміння джерела енергії зір
Після того, як у 1840-х роках було сформульовано закон збереження енергії, постало питання про джерело енергії зір, яке тривалий час залишалося невирішеним. За тогочасними геологічними даними вік Землі становив щонайменше сотні мільйонів років, такий саме порядок величини давали й уявлення про біологічну еволюцію. Отже, Сонце також мало світити не менше сотень мільйонів років із приблизно постійною світністю. Проте найефективніше із відомих на той час джерел енергії, запропоноване Германом Гельмгольцем і лордом Кельвіном, — власна гравітація — дало б Сонцю змогу світити лише протягом десятків мільйонів років. Надалі питання лише загострилося — після відкриття радіоактивності оцінка мінімального можливого віку Землі швидко підвищилася до 1,5 мільярда років.
У 1903 році П'єр Кюрі виявив виділення тепла радіоактивними елементами. У зв'язку з цим Джеймс Джинс висунув гіпотезу, що зорі виробляють енергію рахунок радіоактивного розпаду, але ця гіпотеза також була нездатна пояснити вік Сонця. Після того як Альберт Ейнштейн у 1906 році відкрив еквівалентність маси та енергії, Джинс припустив, що в зорях відбувається не радіоактивний розпад, а анігіляція речовини. Хоча гіпотеза анігіляції давала досить великий можливий час життя Сонця, вона не знайшла підтвердження в майбутньому, але сама ідея про внутрішнє ядерне джерело енергії зір виявилася правильною.
У 1920 році правильний механізм енерговиділення — перетворення водню на гелій — запропонував Артур Еддінгтон. На той момент вже було відомо, що маса спокою чотирьох протонів на 0,7 % перевищує масу ядра гелію, і що за такої реакції ця різниця мас могла б переходити в енергію. Цей механізм дав змогу пояснити термін життя Сонця.
Гіпотеза Еддінгтона одразу зіштовхнулась із серйозними запереченнями. По-перше, розраховані температури в центрах зір здавалися занадто малими, щоб частинки могли подолати кулонівський бар'єр та утворити важчі ядра. Ця проблема була вирішена в 1929 році застосуванням теорії тунельного ефекту до речовини в надрах зір. Крім того, не було відомо, яким саме чином може відбуватися така реакція, оскільки зіткнення одразу чотирьох протонів та двох електронів дуже малоймовірне. До 1939 року Ганс Бете, Карл Вайцзеккер і Чарльз Крічфілд незалежно один від одного відкрили два шляхи перетворення водню на гелій, pp-ланцюжок і CNO-цикл. У 1941 році Мартін Шварцшильд розрахував модель Сонця з термоядерним джерелом енергії і зміг теоретично передбачити деякі спостережувані властивості Сонця, таким чином підтвердивши теорію термоядерного синтезу в надрах зір. Пізніше було відкрито й інші можливі реакції у зорях, але проблема основного джерела енергії вже була в цілому вирішена.
Уявлення про нуклеосинтез
У 1946 році Георгій Гамов і Фред Гойл незалежно один від одного опублікували дві наукові статті, у яких розглядали питання виникнення хімічних елементів у Всесвіті. Гамов стверджував, що хімічні елементи насамперед виникли невдовзі після виникнення Всесвіту в первинному нуклеосинтезі, а Гойл вважав, що хімічні елементи переважно виникають у зорях. До початку 1950-х років набагато більшою підтримкою користувалася теорія Гамова — виникнення важких елементів у зорях здавалося малоймовірним, оскільки для їхнього синтезу були потрібні температури на два порядки більші, ніж у зорях головної послідовності. Однак згодом і в теорії Гамова виявилися проблеми: спостережуваний хімічний склад Всесвіту був занадто неоднорідним для такого повсюдного нуклеосинтезу, крім того, відсутність стабільних ядер із масовими числами 5 і 8 унеможливлювала синтез елементів із більшими масовими числами, — і дійсно, при первинному нуклеосинтезі сформувалися тільки легкі ядра.
У наступні роки ставали відомими різні можливі ядерні реакції в зорях: наприклад, в 1952 році Едвін Солпітер відкрив можливість потрійного альфа-процесу, а в 1953—1954 роках було відкрито ядерне горіння вуглецю і кисню. Нарешті, в 1957 році була опублікована стаття, відома як B²FH за першими літерами прізвищ її авторів — Маргарет і Джефрі Бербіджів, Вільяма Фаулера і Фреда Гойла. У цій оглядовій роботі було зведено розрізнені дані про ядерні реакції у зорях і було з високою точністю пояснено походження більшості хімічних елементів. Стаття B²FH стала однією з найважливіших і найцитованіших статей в історії астрофізики.
Подальше вивчення
Дослідження зоряного нуклеосинтезу та зоряної еволюції продовжувались, а теоретичні моделі ставали все точнішими. Так, наприклад, ще в 1940-х роках обговорювалася можливість спостереження нейтрино, а в 1968 році був проведений перший експеримент зі спостереження сонячних нейтрино. Виявилося, що кількість нейтрино, випромінюваних Сонцем, була меншою, ніж передбачала теорія. Ця проблема, відома як проблема сонячних нейтрино, вирішилася у 2002 році: тоді були виявлені нейтринні осциляції, у результаті яких нейтрино можуть переходити з одного типу до іншого, і деякі з цих типів не спостерігаються детектором. Таким чином, спостережувана розбіжність була пояснена нейтринними осциляціями, а дані про ядерні реакції в Сонці виявилися вірними.
Виноски
- 2 у знаменнику виникає через те, що темп реакцій пропорційний числу можливих пар частинок в одиниці об'єму. Якщо в реакції беруть участь частинки різних типів із концентраціями і , то число можливих пар - це добуток . Якщо у реакції беруть участь частинки одного виду з концентрацією , то кожна з них не може реагувати сама з собою, тому число пар зменшується до . Крім того, у такому добутку кожна пара рахується двічі, й оскільки частинки однакові, то пара частинок і — та сама пара, що й і . Тому кількість пар становить , що приблизно дорівнює , оскільки зазвичай досить велика.
- Більш строго — утворюються ще й позитрони, але вони анігілюють з електронами в плазмі. Енерговиділення в 27,3 МеВ на реакцію наведено з урахуванням анігіляції.
- Сучасна оцінка віку Землі - 4,6 мільярда років.
Примітки
- Johnson A. J. Origin of the elements. Ohio state university. Процитовано 6 листопада 2021.
- Nuclear binding energy. Encyclopedia Britannica (англ.). Процитовано 6 листопада 2021.
- Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
- Постнов К. А. Лекции по общей астрофизике для физиков. Астронет. Процитовано 26 серпня 2021.
{{}}
: Проігноровано невідомий параметр|accessyear=
(можливо,|access-date=
?) () - Засов, Постнов, 2011, с. 166—167.
- Karttunen et al., 2007, с. 233, 243.
- LeBlanc, 2011, с. 206—207.
- Karttunen et al., 2007, с. 234.
- Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И. Физические основы строения и эволюции звёзд. Астронет. Процитовано 26 серпня 2021.
{{}}
: Проігноровано невідомий параметр|accessyear=
(можливо,|access-date=
?) () - Засов, Постнов, 2011, с. 231.
- Ryan, Norton, 2010, с. 137.
- Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
- Иванов В. В. Источники энергии звезд. Астрономия. СПб.: СПГУ. Процитовано 11 вересня 2021.
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 222—224.
- Засов, Постнов, 2011, с. 99.
- Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
- Ryan, Norton, 2010, с. 50—54.
- Зельдович Я. Б., Блинников С. И., . Физические основы строения и эволюции звёзд. Астронет. Процитовано 24 серпня 2021.
{{}}
: Проігноровано невідомий параметр|accessyear=
(можливо,|access-date=
?) () - Lincoln D. Viewing the Core of the Sun // The Physics Teacher. — 2020. — Vol. 58 (1 October). — P. 457—460. — ISSN 0031-921X. — DOI: .
- Ryan, Norton, 2010, с. 49—62.
- LeBlanc, 2011, с. 277—279.
- Ryan, Norton, 2010, с. 72—74.
- Ryan, Norton, 2010, с. 72—75.
- Ryan, Norton, 2010, с. 24.
- Caballero J. A. A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit: Planets, Brown Dwarfs or What? // Geosciences. — 2018. — Vol. 8 (1 September). — P. 362. — DOI: .
- Basri G. The Lithium Test for Young Brown Dwarfs (invited review) // Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz. — Tenerife : ASP, 1998. — Vol. 134 (16 June). — P. 394. з джерела 20 серпня 2019. Процитовано 2021-06-26.
- LeBlanc, 2011, с. 54—55.
- Main Sequence Lifetime. Swinburne University of Technology. Процитовано 3 вересня 2021.
- Постнов К. А. Лекции по общей астрофизике для физиков. Астронет. Процитовано 26 серпня 2021.
{{}}
: Проігноровано невідомий параметр|accessyear=
(можливо,|access-date=
?) () - Salaris, Cassisi, 2005, с. 164.
- Caballero J. A. A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit: Planets, Brown Dwarfs or What? // Geosciences. — 2018. — Vol. 8 (1 September). — P. 362. — DOI: .
- Brown dwarf &124; astronomy. Encyclopedia Britannica (англ.). оригіналу за 4 травня 2021. Процитовано 30 серпня 2021.
- Засов, Постнов, 2011.
- Засов, Постнов, 2011, с. 166.
- LeBlanc, 2011, с. 218—223.
- Засов, Постнов, 2011, с. 169—175.
- LeBlanc, 2011, с. 223—224.
- Main Sequence Stars. Australia Telescope National Facility (англ.). Sydney: . Процитовано 2 вересня 2021.
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 121.
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 142.
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 155—159.
- Большая российская энциклопедия : [в 36 т.] / председ. ред. кол. Ю. С. Осипов, отв. ред. С. Л. Кравец. — М. : Науч. изд-во «БРЭ», 2004—2017. (рос.)
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 216.
- Thompson T. Astronomy 1101 — Planets to Cosmos. Ohio State University. Процитовано 6 листопада 2021.
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 214—224, 239.
- Karttunen et al., 2007, с. 250—253.
- Ryan, Norton, 2010, с. 139.
- LeBlanc, 2011, с. 236.
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 216—217.
- Karttunen et al., 2007, с. 250—251.
- Ryan, Norton, 2010, с. 138.
- LeBlanc, 2011, с. 232.
- Salaris, Cassisi, 2005, с. 217—219.
- Ryan, Norton, 2010, с. 135.
- LeBlanc, 2011, с. 273—274.
- Ryan, Norton, 2010, с. 139—146.
- Karttunen et al., 2007, с. 233.
- Иванов В. В. Источники энергии звезд. Астрономия. СПб.: СПГУ. Процитовано 11 вересня 2021.
- История астрономии. . Процитовано 11 вересня 2021.
- Иванов В. В. Источники энергии звезд. Астрономия. СПб.: СПГУ. Процитовано 11 вересня 2021.
- История астрономии. . Процитовано 11 вересня 2021.
- Иванов В. В. Источники энергии звезд. Астрономия. СПб.: СПГУ. Процитовано 11 вересня 2021.
- История астрономии. . Процитовано 11 вересня 2021.
- Hoyle F. The synthesis of the elements from hydrogen // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — 1946. — Vol. 106, (1). — P. 343. — ISSN 0035-8711. — DOI: .
- Gamow G. Expanding Universe and the Origin of Elements // Physical Review. — 1946. — Vol. 70, (10). — P. 572—573. — ISSN 1536-6065. — DOI: .
- Wallerstein G., Iben I. J., Parker P., Boesgaard A. M., Hale G. M. Synthesis of the elements in stars: forty years of progress // Reviews of Modern Physics. — N. Y. : The American Physical Society, 1997. — Vol. 69 (10). — P. 995—1084. — ISSN 0034-6861. — DOI: . з джерела 2 лютого 2014. Процитовано 2024-01-08.
- Burbidge G. B²FH, the Cosmic Microwave Background and Cosmology* // [en]. — Melbourne : Cambridge University Press, 2008. — Vol. 25 (16 June). — P. 30—35. — ISSN 1323-3580. — DOI: .
- Wallerstein G., Iben I. J., Parker P., Boesgaard A. M., Hale G. M. Synthesis of the elements in stars: forty years of progress // Reviews of Modern Physics. — N. Y. : The American Physical Society, 1997. — Vol. 69 (10). — P. 995—1084. — ISSN 0034-6861. — DOI: . з джерела 2 лютого 2014. Процитовано 2024-01-08.
- Burbidge E. M., Burbidge G. R., Fowler W. A., Hoyle F. Synthesis of the Elements in Stars // Reviews of Modern Physics. — N. Y. : The American Physical Society, 1957. — Vol. 29 (16 June). — P. 547—650. — ISSN 0034-6861. — DOI: .
- Trimble V. E. Margaret Burbidge (1919—2020) // Nature. — N. Y. : Springer Nature, 2020. — Vol. 580, iss. 7805 (4). — P. 586—586. — DOI: .
- Cecilia: The Tale of Two Elements. The Oxford Scientist (брит.). 26 листопада 2019. Процитовано 12 вересня 2021.
- Wallerstein G., Iben I. J., Parker P., Boesgaard A. M., Hale G. M. Synthesis of the elements in stars: forty years of progress // Reviews of Modern Physics. — N. Y. : The American Physical Society, 1997. — Vol. 69 (10). — P. 995—1084. — ISSN 0034-6861. — DOI: . з джерела 2 лютого 2014. Процитовано 2024-01-08.
- Засов, Постнов, 2011, с. 171—174.
- Solar neutrino problem. Encyclopedia Britannica (англ.). Процитовано 12 вересня 2021.
Посилання
- // ВЗАИМОПРЕВРАЩЕНИЯ ХИМИЧЕСКИХ ЭЛЕМЕНТОВ(рос.)
- — Б. С. Ишханов, Э. И. Кэбин, «» // Кафедра общей ядерной физики физического факультета МГУ, НИИЯФ МГУ(рос.)
- В. Н. РЫЖОВ Звёздный нуклеосинтез — источник происхождения химических элементов [ 5 грудня 2018 у Wayback Machine.] // Саратовский государственный технический университет, Астронет(рос.)
- Kenneth R. Lang, Astrophysical Formulae [ 28 серпня 2015 у Wayback Machine.] // Springer, 1999, (англ.)
- John S. Lewis, Physics and Chemistry of the Solar System [ 3 квітня 2016 у Wayback Machine.], 2nd edition, Elsevier Academic Press, 2004, , page 43(англ.)
- The Milky Way Galaxy [ 1 жовтня 2014 у Wayback Machine.], page 32 «2.2.1 Nucleosynthesis in stars» — Taylor & Francis, 1996, (англ.)
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Zoryanij nukleosintez peretvorennya odnih atomnih yader na inshi u yadernih reakciyah u zoryah Ci zh yaderni reakciyi ye osnovnim dzherelom energiyi zir Bilshist zir svityatsya zavdyaki tomu sho peretvoryuyut voden na vazhchi elementi Majzhe vsi atomni yadra vazhchi za gelij v tomu chisli bilshist elementiv sho skladayut Zemlyu buli utvorenya v yadernih reakciyah u zoryah poperednih pokolin i potim vikinuti v kosmos u kinci yih zoryanoyi evolyuciyi Tablicya pohodzhennya himichnih elementiv Elementi poznacheni zelenim zhovtim fioletovim abo sirim kolorom utvoryuyutsya v zoryah Najvazhlivishi yaderni reakciyi u zoryah reakciyi yadernogo gorinnya vodnyu u yakih chotiri protoni peretvoryuyutsya na yadro geliyu 4 Pid chas stadiyi golovnoyi poslidovnosti yaka zajmaye blizko 90 zhittya zori u yiyi yadri jdut same ci reakciyi Zgoryannya vodnyu vidbuvayetsya dvoma sposobami u proton protonnomu lancyuzhku ta u vuglecevo azotnomu cikli Nastupni reakciyi mozhut protikati lishe u dostatno masivnih zoryah Za rahunok cih reakcij zori otrimuyut znachno menshe energiyi nizh za rahunok zgoryannya vodnyu ale same u cih reakciyah formuyetsya bilshist inshih himichnih elementiv Persha z cih reakcij yaderne gorinnya geliyu u yakomu gelij 4 peretvoryuyetsya na vuglec i kisen Pislya zgoryannya geliyu pochinayetsya yaderne gorinnya vuglecyu neonu kisnyu i nareshti kremniyu U cih reakciyah sintezuyutsya rizni elementi azh do zaliznogo piku najvazhchij iz yakih cink Sintez vazhchih elementiv energetichno nevigidnij i ne vidbuvayetsya pri termodinamichnij rivnovazi prote v deyakih umovah napriklad u vibuhah nadnovih mozhlivij i vin Vazhki elementi formuyutsya v hodi s procesu i r procesu pri yakih yadra zahoplyuyut nejtroni a takozh p procesu pri yakomu yadro mozhe napriklad zahoplyuvati protoni Pitannya pro dzherelo energiyi zir viniklo pislya togo yak bulo sformulovano zakon zberezhennya energiyi u 1840 h rokah Gipotezu pro te sho energiya vidilyayetsya pri peretvorenni vodnyu na gelij visunuv u 1920 roci Artur Eddington pislya chogo buli vidkriti yaderni reakciyi neobhidni dlya cogo procesu U 1941 roci Martin Shvarcshild rozrahuvav model Soncya z termoyadernim dzherelom energiyi i zmig teoretichno peredbachiti deyaki sposterezhuvani vlastivosti Soncya takim chinom bula pidtverdzhena teoriya termoyadernogo sintezu v nadrah zir Piznishe bulo vidkrito mozhlivist protikannya inshih reakcij u nadrah zir a 1957 roku vijshla stattya B FH de bulo v detalyah poyasneno pohodzhennya bilshosti himichnih elementiv Zagalna informaciyaEnergovidilennya Energiya zv yazku v yadri odniyeyu nuklon Termoyaderni reakciyi u yakih iz legkih yader sintezuyutsya vazhki osnovne dzherelo energiyi zir prichomu najbilshij vnesok u zagalne energovidilennya dayut reakciyi yadernogo gorinnya vodnyu Velike energovidilennya v yadernih reakciyah na odinicyu masi daye zoryam zmogu pidtrimuvati visoku svitnist protyagom trivalogo chasu napriklad svitnist Soncya stanovit 4 1026 Vt a povna trivalist jogo zhittya sklade ponad 1010 rokiv Masa yader mensha nizh sumarna masa nukloniv sho yih skladayut cherez energiyu zv yazku v yadrah Pri termoyadernih reakciyah energiya zv yazku zbilshuyetsya tobto masa m displaystyle m zmenshuyetsya i chastina masi perehodit v energiyu E displaystyle E za formuloyu E m c 2 displaystyle E mc 2 de c displaystyle c shvidkist svitla Napriklad pri peretvorenni chotiroh protoniv na yadro geliyu vidilyayetsya blizko 7 MeV na odin nuklon u toj chas yak energiya spokoyu nuklona stanovit 1 GeV tak sho pri peretvorenni vodnyu v gelij 0 7 masi perehodit v energiyu a na kozhen kilogram vodnyu sho peretvorivsya na gelij vidilyayetsya energiya 6 4 1014 Dzh Bilshist energiyi perehodit u teplo yake postupovo perenositsya do poverhni zori ta u viglyadi fotoniv viprominyuyetsya v kosmos Nevelika chastina energiyi vidilyayetsya u formi nejtrino yaki vilno zalishayut zoryu ne vzayemodiyuchi z yiyi rechovinoyu Nukleosintez Vnaslidok yadernih reakcij utvoryuyutsya yadra riznih himichnih elementiv Zori nevelikoyi masi zdatni sintezuvati gelij iz vodnyu masivnishi zori mozhut pidtrimuvati j inshi reakciyi u yakih formuyutsya vazhchi elementi azh do zaliznogo piku na yakomu yadra mayut maksimalnu pitomu energiyu zv yazku Sintez she vazhchih elementiv energetichno nevigidnij ale vin mozhe vidbuvatisya v deyakih umovah napriklad za nayavnosti vilnih nejtroniv Hocha reakciyi sho jdut pislya yadernogo gorinnya vodnyu ne taki vazhlivi za sumarnim energovidilennyam same v nih sintezuyetsya bilshist himichnih elementiv vazhchih za gelij Postupova zmina himichnogo skladu vnaslidok yadernih reakcij ye prichinoyu evolyuciyi zir Sintezovani u zoryah elementi potraplyayut do navkolishnogo prostoru riznimi shlyahami napriklad pri vibuhah nadnovih hocha j todi deyaka chastina rechovini zalishayetsya u kompaktnih zalishkah zir Zori vidigrayut klyuchovu rol u nukleosintezi virobnictvi bilshosti himichnih elementiv ta zbagachenni nimi mizhzoryanogo seredovisha Umovi u zoryah Nukloni v atomnih yadrah pov yazani silami yadernoyi vzayemodiyi ale ci sili diyut lishe na malih vidstanyah poryadku rozmiriv yadra todi yak na velikih vidstanyah dominuye elektrostatichne kulonivske vidshtovhuvannya Dlya togo shob yaderna vzayemodiya perevazhila elektrostatichnu ta vidbulasya termoyaderna reakciya yadram potribno zblizitisya podolavshi kulonivskij bar yer U nadrah zir temperatura dostatno visoka shob deyaka nevelika chastka yader mogla dolati kulonivskij bar yer U ramkah klasichnoyi mehaniki jmovirnist cogo bula b mizerna napriklad dlya Soncya temperatura v centri stanovit blizko 107 K sho vidpovidaye serednij energiyi poryadku 1 keV a dlya podolannya kulonivskogo bar yeru mizh dvoma protonami neobhidna energiya poryadku 1 MeV u 1000 raziv bilshe Dlya maksvellivskogo rozpodilu chastinok za shvidkostyami taku energiyeyu maye lishe e 1000 displaystyle e 1000 vid usih chastinok tobto 10 430 todi yak u Sonci vsogo 1057 chastinok Odnak naspravdi zavdyaki tunelnomu efektu chastinki z energiyeyu znachno nizhchoyu za visotu bar yeru vse she mozhut z deyakoyu jmovirnistyu jogo podolati protunelyuvatis cherez bar yer Ce suttyevo pidvishuye jmovirnist yadernih reakcij u zoryah i robit mozhlivim zoryanij nukleosintez Temp reakcij Zalezhnist potuzhnosti energovidilennya vid temperaturi dlya riznih reakcij pp ciklu zelenij CNO ciklu sinij ta potrijnogo alfa procesu chervonij Zhovtim vidmichena temperatura v yadri Soncya Mozhna rozglyanuti dva tipi chastinok A displaystyle A i B displaystyle B pri vzayemodiyi yakih mozhliva yaderna reakciya Yaksho yih koncentraciyi stanovlyat n A displaystyle n A i n B displaystyle n B pri comu vidnosna shvidkist grupi chastinok A displaystyle A ta grupi chastinok B displaystyle B skladaye v r displaystyle v r todi kilkist reakcij r A B displaystyle r AB na odinicyu ob yemu virazhayetsya formuloyu r A B s v r v r n A n B displaystyle r AB sigma v r v r n A n B U cij formuli s v r displaystyle sigma v r poperechnij pereriz reakciyi parametr sho harakterizuye jmovirnist ciyeyi reakciyi Vin maye rozmirnist ploshi ta zalezhit vid shvidkosti v r displaystyle v r z yakoyu chastinki stikayutsya Odnak model iz takimi dvoma grupami chastinok ne pidhodit dlya rechovini zir vidnosni shvidkosti chastinok u nih opisuyutsya maksvellivskim rozpodilom F v r displaystyle Phi v r tomu viraz dlya tempu reakcij nabuvaye inshogo viglyadu r A B l A B n A n B displaystyle r AB lambda AB n A n B l A B 0 v r s v r F v r d v r displaystyle lambda AB int 0 infty v r sigma v r Phi v r dv r Velichina l A B displaystyle lambda AB nazivayetsya tempom reakciyu paru chastinok Yaksho rozglyadayutsya reakciyi mizh odnakovimi chastinkami to formula dlya r A B displaystyle r AB viglyadaye tak r A A l A A n A 2 2 displaystyle r AA frac lambda AA n A 2 2 Maksvellivskij rozpodil zadayetsya formuloyu F v r m r 2 p k T 3 2 e m r v r 2 2 k T 4 p v r 2 d v r displaystyle Phi v r left frac m r 2 pi kT right 3 2 e frac m r v r 2 2kT 4 pi v r 2 dv r de m r m A m B m A m B textstyle m r frac m A m B m A m B zvedena masa chastinok k displaystyle k stala Bolcmana T displaystyle T temperatura Efektivnij pereriz dlya yadernih reakcij proporcijnij jmovirnosti podolannya kulonivskogo bar yeru i zalezhit vid kinetichnoyi energiyi chastki E m r v r 2 2 displaystyle E m r v r 2 2 s v r S E E exp E G E 1 2 displaystyle sigma v r frac S E E exp left left frac E G E right 1 2 right Tut E G displaystyle E G konstanta yaka zalezhit tilki vid vlastivostej yader sho berut uchast u reakciyi yaka nazivayetsya energiyeyu Gamova S E displaystyle S E funkciya sho slabko zalezhit vid E displaystyle E tak sho yiyi nablizheno mozhna vvazhati konstantoyu Pri pidstanovci cih znachen u formulu dlya l A B displaystyle lambda AB i potim dlya r A B displaystyle r AB vihodit r A B n A n B 8 p m r 1 2 1 k T 3 2 0 S E exp E k T E G E 1 2 d E displaystyle r AB n A n B left frac 8 pi m r right 1 2 left frac 1 kT right 3 2 int 0 infty S E exp left frac E kT left frac E G E right 1 2 right dE Viznachivshi teoretichno abo eksperimentalno temp deyauoyi reakciyi mozhna porahuvati jogo chutlivist do zmini temperaturi n d ln r A B d ln T displaystyle nu frac d ln r AB d ln T Yakbi n displaystyle nu bulo odnakovim dlya riznih temperatur zalezhnist tempu reakcij vid temperatur viglyadala b yak r A B T n displaystyle r AB propto T nu U dijsnosti n displaystyle nu zminyuyetsya z temperaturoyu ale dosit povilno yak n T 1 3 displaystyle nu propto T 1 3 tomu neridko dlya opisu chutlivosti reakciyi do temperaturi vikoristovuyut nablizhennya r A B T n displaystyle r AB propto T nu Todi potuzhnist energovidilennya e displaystyle varepsilon na odinicyu ob yemu virazhayetsya yak e r 2 T n e 0 displaystyle varepsilon rho 2 T nu varepsilon 0 de r displaystyle rho gustina rechovini a e 0 displaystyle varepsilon 0 deyakij koeficiyent proporcijnosti Osnovni procesiRozriz chervonogo giganta demonstruye procesi nukleosintezu Margaret Berbidzh Dzheffri Berbidzh Vilyam Fauler ta Fred Gojl u 1957 roci vkazali osnovni yaderni reakciyi u yakih vidbuvayetsya utvorennya atomnih yader vazhchih za voden Do procesiv zoryanogo nukleosintezu nalezhat Gorinnya vodnyu proton protonnij lancyuzhok vuglecevo azotnij cikl utvorennya 4 2 He Gorinnya geliyu potrijnij a proces utvorennya 12 6 C Utvorennya elementiv vazhchih vid geliyu a proces Gorinnya vuglecyu utvorennya 20 10 Ne 24 12 Mg Gorinnya kisnyu utvorennya 28 14 Si 32 16 S Gorinnya neonu utvorennya 36 18 Ar 40 20 Ca Gorinnya kremniyu utvorennya 52 26 Fe 56 28 Ni Rivnovazhnij proces Utvorennya elementiv vazhchih vid zaliza Zahoplennya nejtroniv s proces povilne zahoplennya pid chas yakogo nestabilni yadra z nevelikimi periodami napivrozpadu utvoreni vnaslidok zahoplennya odnogo nejtrona rozpadayutsya do zahoplennya nastupnogo Proces prizvodit do utvorennya lishe dosit stabilnih yader vid zaliza do bismutu oskilki elementi z nomerami 84 89 ne mayut stabilnih izotopiv r proces shvidke zahoplennya pid chas yakogo utvoreni vnaslidok zahoplennya odnogo nejtrona nestabilni yadra ne vstigayut rozpastisya do zahoplennya nastupnogo V osnovnomu zustrichayetsya u procesah zlittya dvoh nejtronnih zir abo nejtronnoyi zori ta chornoyi diri t zv kilonovi bo nadani tam umovi a same koncentraciya nejtroniv ta temperatura idealno pidhodyat dlya prohodzhennya r procesu div Nukleosintez u kilonovih Zahoplennya protoniv p proces povilne zahoplennya protoniv Zavdyaki comu procesu zokrema utvoryuyutsya obijdeni yadra rp proces shvidke zahoplennya protoniv Fotoyaderna reakciya x proces Utvorennya legkih elementiv Reakciyi skolyuvannyaReakciyi nukleosintezuYaderne gorinnya dejteriyu ta litiyu Dejterij ta litij ridkisni elementi tomu zgoryannya cih elementiv u yadernih reakciyah zavershuyetsya porivnyano shvidko j ne daye velikoyi kilkosti energiyi Odnak reakciyi za uchastyu cih elementiv jdut za porivnyano nizkoyi temperaturi za yakoyi she nemozhlivo yaderne gorinnya vodnyu Tomu yaderne gorinnya dejteriyu ta litiyu reakciyi yaki pochinayutsya v zoryah pershimi she na stadiyi protozori Ci reakciyi takozh jdut u korichnevih karlikah ob yektah masa yakih zanadto mala shob zapustiti stabilne yaderne gorinnya vodnyu i stati zoryami Yaderne gorinnya dejteriyu mozhlive pri temperaturah ne menshe 5 105 K i same jogo mozhlivist viznachaye nizhnyu mezhu masi korichnevogo karlika 0 013 M Gorinnya dejteriyu polyagaye u zlitti dejtrona z protonom j utvorenni yadra geliyu 3 d p He 2 3 g displaystyle ce d p gt 3 2He gamma Dlya yadernogo gorinnya litiyu potribna temperatura ne menshe 2 106 K yaka dosyagayetsya v ob yektah iz masoyu ne menshe 0 055 0 060 M Cya reakciya ye zlittyam yadra litiyu 7 z protonom pri yakomu utvoryuyetsya dva yadra geliyu 4 Li 3 7 p He 2 4 He 2 4 displaystyle ce 7 3Li p gt 4 2He 4 2He Yaderne gorinnya vodnyu Bilshu chastinu masi zir blizko 70 stanovit voden pri peretvorenni yakogo v gelij vidilyayetsya velika kilkist energiyi na odin nuklon U lancyuzhku yadernih reakcij yaki prizvodyat do utvorennya zaliza elementa z najbilshoyu energiyeyu zv yazku na nuklon blizko 70 vidilenoyi energiyi pripadaye na reakciyi peretvorennya vodnyu na gelij Krim togo svitnist zir poki voni spalyuyut voden u yadri i znahodyatsya na golovnij poslidovnosti mensha nizh na nastupnih etapah tak sho cya stadiya zajmaye bilshu chastinu zhittya zori blizko 90 i bilshist zir u Vsesviti zori golovnoyi poslidovnosti Navit koli voden u yadri vicherpano i zorya zijshla z golovnoyi poslidovnosti yaderne gorinnya vodnyu vse odno mozhe prodovzhuvatisya u sferichnij obolonci navkolo yadra Yaderne gorinnya vodnyu staye mozhlivim za temperaturi shonajmenshe 3 106 K Najmasivnishi korichnevi karliki vazhchi za 0 06 M tezh zdatni deyakij chas spalyuvati voden ale pripinyayut cyu reakciyu do momentu koli dosyagayut rivnovagi Minimalna masa ob yekta zdatnogo spalyuvati voden protyagom trivalogo chasu i takim chinom vvazhatis zoreyu stanovit 0 075 M Yaderne gorinnya vodnyu hoch i mozhe jti riznimi shlyahami zvoditsya do reakciyi vidu 4 p He 2 4 displaystyle ce 4p gt 4 2He iz vidilennyam 27 3 MeV energiyi tobto blizko 7 MeV na nuklon U cij reakciyi takozh utvoryuyutsya nejtrino unosyachi chastku energiyi riznu dlya riznih shlyahiv danoyi reakciyi Dva osnovni shlyahi gorinnya vodnyu proton protonnij lancyuzhok i CNO cikl prichomu v oboh mozhlivi rizni lancyuzhki reakcij U CNO cikli yak katalizator vistupayut yadra vuglecyu azotu i kisnyu i vin bilsh chutlivij do temperaturi nizh proton protonnij cikl Proton protonnij cikl robit osnovnij vnesok v energovidilennya u zir iz masoyu menshe 1 5 M de centralna temperatura nizhche 1 8 107 K a CNO cikl dominuye u masivnishih zoryah iz garyachishimi yadrami U Soncya z centralnoyu temperaturoyu 1 6 107 K u CNO cikli vidilyayetsya lishe 10 energiyi Takozh CNO cikl ye osnovnim shlyahom yadernogo gorinnya vodnyu yaksho vono vidbuvayetsya v sferichnij obolonci Dlya protikannya CNO ciklu neobhidna nayavnist vuglecyu azotu ta kisnyu u rechovini zori Yaksho cih elementiv nedostatno menshe 10 10 10 9 masi zori to CNO cikl prohoditi ne mozhe i yedinim dzherelom energiyi zalishayetsya proton protonnij cikl Shob za jogo dopomogoyu vidilyati dostatno energiyi dlya zberezhennya gidrostatichnoyi rivnovagi yadro zori zmushene stiskatisya i nagrivatisya nabagato silnishe nizh dlya zori z normalnoyu metalichnistyu U comu vipadku temperatura v centri potuzhnih zir mozhe dosyagati 100 miljoniv kelviniv chogo vzhe dostatno dlya prohodzhennya potrijnogo alfa procesu za uchastyu geliyu U cij reakciyi viroblyayetsya vuglec i koli jogo staye dosit bagato energiya pochinaye vidilyatisya za rahunok CNO ciklu a temperatura i tisk u yadri zori znizhuyutsya do znachen sho sposterigayutsya u normalnih zir Vvazhayetsya sho opisanij scenarij realizovuvavsya u zir gipotetichnogo naselennya III voni povinni buli sformuvatisya z rechovini utvorenoyi pri pervinnomu nukleosintezi yaka praktichno ne mistila elementiv vazhchih za gelij Taki elementi vpershe utvorilisya same v cih zoryah najmasivnishi z yakih shvidko zavershili svoyu evolyuciyu i vikinuli v mizhzoryane seredovishe rechovinu zbagachenu cimi elementami Z takoyi rechovini zgodom i sformuvalisya zori nastupnih pokolin naselennya II ta naselennya I Gorinnya geliyu Pislya zakinchennya zapasiv vodnyu v yadri zori v rezultati r r abo CNO cikliv vin prodovzhuye goriti v obolonci yaka otochuye ce geliyeve zoryane yadro Masa geliyevogo yadra postupovo zbilshuyetsya gravitacijni sili vodnochas stiskayut yadro zori pidvishuyuchi jogo gustinu i temperaturu Obolonka zori navpaki silno rozshiryuyetsya U rezultati zminenih fizichnih vlastivostej zorya shodit z golovnoyi poslidovnosti diagrami spektr svitnist i peretvoryuyetsya na chervonogo giganta U moment koli v yadri zori temperatura dosyagaye 1 5 108 K a gustina 5 104 g sm pochinayetsya tak zvana potrijna reakciya za uchastyu yader geliyu 3 2 4 H e 6 12 C displaystyle 3 mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 6 12 C She do eksperimentalnogo viyavlennya zbudzhenogo stanu yadra 12 C F Gojl iz chisto astrofizichnih mirkuvan pokazav sho dlya utvorennya vuglecyu v procesi gorinnya geliyu maye isnuvati jogo zbudzhenij stan poblizu granici rozpadu na 8 Be i 4 He Nezvazhayuchi na te sho yadro 8 Be yake utvoryuyetsya z dvoh yader geliyu nestabilne t 10 16 s vono vstigaye provzayemodiyati z yadrom 4 He Cya vzayemodiya ye rezonansnoyu i peretin s dosit velikij zavdyaki tomu sho energiya drugogo zbudzhenogo stanu 12 C vidpovidaye 7 65 MeV i blizka do energiyi granici rozpadu na nuklidi 8 Be 4 He rivnij 7 37 MeV Poryad iz rozglyanutoyu reakciyeyu mozhliva reakciya z utvorennyam kisnyu 6 12 C 2 4 H e 8 16 O g displaystyle mathrm 6 12 C mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 8 16 O mathrm gamma Vidnosni kilkosti 12 C i 16 O znachnoyu miroyu viznachayutsya shvidkostyami reakcij 3 2 4 H e 6 12 C displaystyle 3 mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 6 12 C dd ta 6 12 C 2 4 H e 8 16 O g displaystyle mathrm 6 12 C mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 8 16 O mathrm gamma dd Na zhal ye znachni neviznachenosti u vstanovlenni shvidkosti ostannoyi reakciyi Utvoreni yadra 16 O vstupayut u reakciyu z yadrami 4 He i utvoryuyut yadra neonu 8 16 O 2 4 H e 10 20 N e g displaystyle mathrm 8 16 O mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 10 20 Ne mathrm gamma Yadro 20 Ne ne volodiye energetichnim rivnem blizkim do granici rozpadu na 16 O 4 He i tomu shvidkist ciyeyi reakciyi nevelika Navpaki reakciya 20 Ne 4 He g 24 Mg harakterizuyetsya bagatma jmovirnimi rezonansami v oblasti temperatur vidpovidnih gorinnyu geliyu Proces gorinnya geliyu suprovodzhuyetsya inshimi reakciyami z utvorennyam riznih nuklidiv Napriklad radioaktivnij izotop ftoru 18 F sho utvoryuyetsya v reakciyi 7 14 N 2 4 H e 9 18 F g displaystyle mathrm 7 14 N mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 9 18 F mathrm gamma v rezultati pozitronnogo rozpadu peretvoryuyetsya na izotop kisnyu 9 18 F 8 18 O e n displaystyle mathrm 9 18 F rightarrow mathrm 8 18 O e nu Slidom za utvorennyam 18 O pidut reakciyi 8 18 O 2 4 H e 10 22 N e g displaystyle mathrm 8 18 O mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 10 22 Ne mathrm gamma 8 18 O 2 4 H e 10 21 N e n displaystyle mathrm 8 18 O mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 10 21 Ne n i inshi za uchastyu geliyu Sintez elementiv do zaliznogo piku Trivalist riznih reakcij u yadrah zir riznoyi masi Reakciya Trivalist stadiyi u rokah 15M 20M 25M Gorinnya vodnyu 1 1 107 7 5 106 5 9 106 Gorinnya geliyu 1 4 106 9 3 105 6 8 105 Gorinnya vuglecyu 2600 1400 970 Gorinnya neonu 2 0 1 5 0 77 Gorinnya kisnyu 2 5 0 79 0 33 Gorinnya kremniyu 0 29 0 031 0 023 Himichnij sklad masivnoyi zori na piznih stadiyah yiyi evolyuciyi ne v masshtabi Procesi nukleosintezu u masivnih zoryah na piznih stadiyah evolyuciyi skladni ta riznomanitni Pislya zakinchennya gorinnya geliyu v yadrah cih zir poslidovno vidbuvayutsya reakciyi u yakih viroblyayutsya vse vazhchi himichni elementi azh do elementiv zaliznogo piku yih stvoryuyut zori z masami shonajmenshe 10 15 M Sintez she vazhchih elementiv energetichno nevigidnij i u zvichajnih zoryah za umovi termodinamichnoyi rivnovagi vin ne vidbuvayetsya Najvazhchij element yakij mozhe utvoritisya v rivnovazhnomu nukleosintezi cink Vazhchi elementi mozhut sformuvatisya tilki za nerivnovazhnih umov napriklad u vibuhah nadnovih Usi ci reakciyi zavershuyutsya duzhe shvidko trivalist reakcij pislya yadernogo gorinnya vuglecyu ne perevishuye kilkoh rokiv Pri comu chas za yakij zorya mozhe dostatno zminiti rozmir temperaturu ta svitnist vidpovidaye teplovomu chasu yakij dlya zir na vidpovidnih stadiyah evolyuciyi blizko 100 1000 rokiv Tomu na cih piznih stadiyah zovnishni harakteristiki zir praktichno ne vstigayut zminitis odnak u perenesenni zbilshenogo potoku energiyi vid yadra osnovnu rol pochinaye vidigravati nejtrinne viprominyuvannya Ci reakciyi mozhut prohoditi odnochasno v riznih oblastyah zori struktura zori za himichnim skladom staye bagatosharovoyu i na mezhah mizh sharami vidbuvayutsya reakciyi u yakih odin element peretvoryuyetsya na inshij Krim zaznachenih nizhche reakcij pri termoyadernomu sintezi u zoryah viroblyayetsya i bezlich inshih elementiv legshe zaliza prote chislenni reakciyi pri yakih ci elementi utvoryuyutsya zabezpechuyut neznachnij vnesok v energovidilennya Gorinnya vuglecyu Pislya togo yak u yadri zori masoyu ponad 8 M vicherpuyetsya gelij vono stiskayetsya i pri dosyagnenni temperaturi 0 3 1 2 109 K u nomu pochinayetsya yaderne gorinnya vuglecyu C 6 12 C 6 12 Mg 12 24 displaystyle ce 12 6C 12 6C gt 24 12Mg Izotop magniyu perebuvaye u zbudzhenomu stani tomu mozhe rozpadatisya po odnomu z navedenih shlyahiv Mg 12 24 Mg 12 23 n displaystyle ce 24 12Mg gt 23 12Mg n Mg 12 24 Ne 10 20 He 2 4 displaystyle ce 24 12Mg gt 20 10Ne 4 2He Mg 12 24 Na 11 23 p displaystyle ce 24 12Mg gt 23 11Na p Takozh same pid chas ciyeyi stadiyi nejtrino pochinayut grati virishalnu rol u perenesenni energiyi z yadra zori Vodnochas z cimi reakciyami utvoryuyutsya alyuminij kremnij i deyaki inshi susidni nuklidi v rezultati zahoplennya utvorenimi nuklidami vivilnenih p n a Napriklad 25 Al utvoryuyetsya v rezultati 12 24 M g p 13 25 A l g displaystyle mathrm 12 24 Mg p rightarrow mathrm 13 25 Al mathrm gamma Harakter gorinnya vuglecyu silno zalezhit vid masi zori U masivnih zoryah vuglec mozhe zagoritisya i prodovzhuvati gorinnya v umovah statichnoyi rivnovagi zori U zoryah masoyu vsogo lishe kilka sonyachnih mas vuglec mozhe zagoritisya v umovah virodzhenogo stanu elektroniv yaksho vzagali zmozhe utvoritisya vugleceve yadro Gorinnya neonu Gorinnya neonu harakterizuyetsya korotkoyu stadiyeyu i polyagaye u fotodisociaciyi 20 Ne pid diyeyu visokoenergetichnih g kvantiv iz vidrivom a chastinki Vivilneni a chastinki vzayemodiyut iz neonom i inshimi yadrami do tih pir poki ne vicherpayetsya zapas neonu Gorinnya kisnyu Pid gorinnyam kisnyu mayetsya na uvazi zlittya dvoh yader 16 O pri energiyah kilka megaelektronvolt T 109 K Cya reakciya maye takozh kilka kanaliv 8 16 O 8 16 O 14 28 S i 2 4 H e Q displaystyle mathrm 8 16 O mathrm 8 16 O rightarrow mathrm 14 28 Si mathrm 2 4 He Q Q 9 59 MeV 8 16 O 8 16 O 15 31 P 1 1 H Q displaystyle mathrm 8 16 O mathrm 8 16 O rightarrow mathrm 15 31 P mathrm 1 1 H Q Q 7 68 MeV 8 16 O 8 16 O 16 31 S n Q displaystyle mathrm 8 16 O mathrm 8 16 O rightarrow mathrm 16 31 S n Q Q 1 45 MeV 8 16 O 8 16 O 14 28 S i 1 1 H 1 1 H Q displaystyle mathrm 8 16 O mathrm 8 16 O rightarrow mathrm 14 28 Si mathrm 1 1 H mathrm 1 1 H Q Q 0 39 MeV 8 16 O 8 16 O 12 24 M g 2 4 H e 2 4 H e Q displaystyle mathrm 8 16 O mathrm 8 16 O rightarrow mathrm 12 24 Mg mathrm 2 4 He mathrm 2 4 He Q Q 0 39 MeV 8 16 O 8 16 O 13 27 A l 2 4 H e 1 1 H e Q displaystyle mathrm 8 16 O mathrm 8 16 O rightarrow mathrm 13 27 Al mathrm 2 4 He mathrm 1 1 He Q Q 1 99 MeV Gorinnya kremniyu Slidom za stadiyeyu gorinnya 16 O u miru zrostannya temperaturi i gustini sliduye gorinnya kremniyu Odnak skladni atomni yadra stayut shilni do fotodisociaciyi a zvilneni a p n chastinki vzayemodiyut iz yadrami yaki ne vstigli prodisociyuvati i utvoryuyut vazhchi yadra vrahovuyuchi yadra zaliznogo piku na krivij poshirenosti elementiv Cej proces opisuyetsya sotneyu yadernih reakcij Yak priklad dvi z takih reakcij 14 28 S i 2 4 H e 16 32 S g displaystyle mathrm 14 28 Si mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 16 32 S mathrm gamma 16 32 S 2 4 H e 18 35 A r g displaystyle mathrm 16 32 S mathrm 2 4 He rightarrow mathrm 18 35 Ar mathrm gamma Reakciya tipu 14 28 S i 14 28 S i 28 56 N i g displaystyle mathrm 14 28 Si mathrm 14 28 Si rightarrow mathrm 28 56 Ni mathrm gamma malojmovirna cherez velikij kulonivskij bar yer Cyu reakciyu simvolichno mozhna zaminiti na nastupni 14 28 S i g 7 2 4 H e displaystyle mathrm 14 28 Si mathrm gamma rightarrow 7 mathrm 2 4 He 14 28 S i 7 2 4 H e 28 56 N i displaystyle mathrm 14 28 Si 7 2 4 He rightarrow mathrm 28 56 Ni Yadra 56 Ni v rezultati dvoh b rozpadiv peretvoryuyutsya u 56 Fe Gorinnya kremniyu ye kincevoyu stadiyeyu termoyadernogo sintezu nuklidiv u masivnih zoryah na yakij utvoryuyutsya yadra grupi zaliza yaki mayut maksimalnu pitomu energiyu zv yazku Podalshij termoyadernij sintez u rezultati priyednannya legkih yader yadrami grupi zaliza ne maye miscya oskilki cej proces povinen protikati tilki z poglinannyam energiyi Ostannya stadiya zori ne mozhe isnuvati dovgo oskilki v yiyi centri termoyaderni reakciyi zgasayut Cej stan zori nazivayetsya perednadnovoyu yakij pereduye vibuhu zori vnaslidok porushennya v nij rivnovagi Sintez elementiv pislya zaliznogo piku Termoyaderni reakciyi v umovah termodinamichnoyi rivnovagi formuyut nasampered yadra z najbilshoyu energiyeyu zv yazku tobto elementi zaliznogo piku Vazhchi elementi formuyutsya v nerivnovazhnih umovah zokrema pid chas vibuhiv nadnovih Zahoplennya nejtroniv Odin iz mehanizmiv utvorennya vazhkih elementiv zahoplennya nejtroniv pri yakomu vidbuvayetsya zlittya yader iz vilnimi nejtronami Kulonivskij bar yer dlya takih reakcij vidsutnij Viriznyayut dva vidi procesiv nejtronnogo zahoplennya s proces vid angl slow povilnij i r proces vid angl rapid shvidkij Pershij prohodit pri porivnyano nevelikomu potoci nejtroniv drugij pri velikomu Pri zahoplenni nejtrona masove chislo yadra zbilshuyetsya na 1 a zaryadove zalishayetsya tim samim Yadra u yakih duzhe bagato nejtroniv nestijki i mozhut piddavatisya beta rozpadu pri yakomu nejtron u yadri peretvoryuyetsya na proton tobto zaryadove chislo zbilshuyetsya na 1 a masove ne zminyuyetsya Takim chinom chislenni zahoplennya nejtroniv prizvodyat do beta rozpadiv u rezultati utvoryuyutsya yadra dedali vazhchih elementiv Nejtronne zahoplennya graye osnovnu rol u sintezi elementiv vazhche zaliza prichomu v nomu viroblyayutsya ti elementi en yaki vidnosno bagati na nejtroni Istoriya doslidzhennyaRozuminnya dzherela energiyi zir Pislya togo yak u 1840 h rokah bulo sformulovano zakon zberezhennya energiyi postalo pitannya pro dzherelo energiyi zir yake trivalij chas zalishalosya nevirishenim Za togochasnimi geologichnimi danimi vik Zemli stanoviv shonajmenshe sotni miljoniv rokiv takij same poryadok velichini davali j uyavlennya pro biologichnu evolyuciyu Otzhe Sonce takozh malo svititi ne menshe soten miljoniv rokiv iz priblizno postijnoyu svitnistyu Prote najefektivnishe iz vidomih na toj chas dzherel energiyi zaproponovane Germanom Gelmgolcem i lordom Kelvinom vlasna gravitaciya dalo b Soncyu zmogu svititi lishe protyagom desyatkiv miljoniv rokiv Nadali pitannya lishe zagostrilosya pislya vidkrittya radioaktivnosti ocinka minimalnogo mozhlivogo viku Zemli shvidko pidvishilasya do 1 5 milyarda rokiv U 1903 roci P yer Kyuri viyaviv vidilennya tepla radioaktivnimi elementami U zv yazku z cim Dzhejms Dzhins visunuv gipotezu sho zori viroblyayut energiyu rahunok radioaktivnogo rozpadu ale cya gipoteza takozh bula nezdatna poyasniti vik Soncya Pislya togo yak Albert Ejnshtejn u 1906 roci vidkriv ekvivalentnist masi ta energiyi Dzhins pripustiv sho v zoryah vidbuvayetsya ne radioaktivnij rozpad a anigilyaciya rechovini Hocha gipoteza anigilyaciyi davala dosit velikij mozhlivij chas zhittya Soncya vona ne znajshla pidtverdzhennya v majbutnomu ale sama ideya pro vnutrishnye yaderne dzherelo energiyi zir viyavilasya pravilnoyu U 1920 roci pravilnij mehanizm energovidilennya peretvorennya vodnyu na gelij zaproponuvav Artur Eddington Na toj moment vzhe bulo vidomo sho masa spokoyu chotiroh protoniv na 0 7 perevishuye masu yadra geliyu i sho za takoyi reakciyi cya riznicya mas mogla b perehoditi v energiyu Cej mehanizm dav zmogu poyasniti termin zhittya Soncya Gipoteza Eddingtona odrazu zishtovhnulas iz serjoznimi zaperechennyami Po pershe rozrahovani temperaturi v centrah zir zdavalisya zanadto malimi shob chastinki mogli podolati kulonivskij bar yer ta utvoriti vazhchi yadra Cya problema bula virishena v 1929 roci zastosuvannyam teoriyi tunelnogo efektu do rechovini v nadrah zir Krim togo ne bulo vidomo yakim same chinom mozhe vidbuvatisya taka reakciya oskilki zitknennya odrazu chotiroh protoniv ta dvoh elektroniv duzhe malojmovirne Do 1939 roku Gans Bete Karl Vajczekker i Charlz Krichfild nezalezhno odin vid odnogo vidkrili dva shlyahi peretvorennya vodnyu na gelij pp lancyuzhok i CNO cikl U 1941 roci Martin Shvarcshild rozrahuvav model Soncya z termoyadernim dzherelom energiyi i zmig teoretichno peredbachiti deyaki sposterezhuvani vlastivosti Soncya takim chinom pidtverdivshi teoriyu termoyadernogo sintezu v nadrah zir Piznishe bulo vidkrito j inshi mozhlivi reakciyi u zoryah ale problema osnovnogo dzherela energiyi vzhe bula v cilomu virishena Uyavlennya pro nukleosintez U 1946 roci Georgij Gamov i Fred Gojl nezalezhno odin vid odnogo opublikuvali dvi naukovi statti u yakih rozglyadali pitannya viniknennya himichnih elementiv u Vsesviti Gamov stverdzhuvav sho himichni elementi nasampered vinikli nevdovzi pislya viniknennya Vsesvitu v pervinnomu nukleosintezi a Gojl vvazhav sho himichni elementi perevazhno vinikayut u zoryah Do pochatku 1950 h rokiv nabagato bilshoyu pidtrimkoyu koristuvalasya teoriya Gamova viniknennya vazhkih elementiv u zoryah zdavalosya malojmovirnim oskilki dlya yihnogo sintezu buli potribni temperaturi na dva poryadki bilshi nizh u zoryah golovnoyi poslidovnosti Odnak zgodom i v teoriyi Gamova viyavilisya problemi sposterezhuvanij himichnij sklad Vsesvitu buv zanadto neodnoridnim dlya takogo povsyudnogo nukleosintezu krim togo vidsutnist stabilnih yader iz masovimi chislami 5 i 8 unemozhlivlyuvala sintez elementiv iz bilshimi masovimi chislami i dijsno pri pervinnomu nukleosintezi sformuvalisya tilki legki yadra U nastupni roki stavali vidomimi rizni mozhlivi yaderni reakciyi v zoryah napriklad v 1952 roci Edvin Solpiter vidkriv mozhlivist potrijnogo alfa procesu a v 1953 1954 rokah bulo vidkrito yaderne gorinnya vuglecyu i kisnyu Nareshti v 1957 roci bula opublikovana stattya vidoma yak B FH za pershimi literami prizvish yiyi avtoriv Margaret i Dzhefri Berbidzhiv Vilyama Faulera i Freda Gojla U cij oglyadovij roboti bulo zvedeno rozrizneni dani pro yaderni reakciyi u zoryah i bulo z visokoyu tochnistyu poyasneno pohodzhennya bilshosti himichnih elementiv Stattya B FH stala odniyeyu z najvazhlivishih i najcitovanishih statej v istoriyi astrofiziki Podalshe vivchennya Doslidzhennya zoryanogo nukleosintezu ta zoryanoyi evolyuciyi prodovzhuvalis a teoretichni modeli stavali vse tochnishimi Tak napriklad she v 1940 h rokah obgovoryuvalasya mozhlivist sposterezhennya nejtrino a v 1968 roci buv provedenij pershij eksperiment zi sposterezhennya sonyachnih nejtrino Viyavilosya sho kilkist nejtrino viprominyuvanih Soncem bula menshoyu nizh peredbachala teoriya Cya problema vidoma yak problema sonyachnih nejtrino virishilasya u 2002 roci todi buli viyavleni nejtrinni oscilyaciyi u rezultati yakih nejtrino mozhut perehoditi z odnogo tipu do inshogo i deyaki z cih tipiv ne sposterigayutsya detektorom Takim chinom sposterezhuvana rozbizhnist bula poyasnena nejtrinnimi oscilyaciyami a dani pro yaderni reakciyi v Sonci viyavilisya virnimi Vinoski2 u znamenniku vinikaye cherez te sho temp reakcij proporcijnij chislu mozhlivih par chastinok v odinici ob yemu Yaksho v reakciyi berut uchast chastinki riznih tipiv iz koncentraciyami n A displaystyle n A i n B displaystyle n B to chislo mozhlivih par ce dobutok n A n B displaystyle n A n B Yaksho u reakciyi berut uchast chastinki odnogo vidu z koncentraciyeyu n A displaystyle n A to kozhna z nih ne mozhe reaguvati sama z soboyu tomu chislo par zmenshuyetsya do n A n A 1 displaystyle n A n A 1 Krim togo u takomu dobutku kozhna para rahuyetsya dvichi j oskilki chastinki odnakovi to para chastinok A 1 displaystyle A 1 i A 2 displaystyle A 2 ta sama para sho j A 2 displaystyle A 2 i A 1 displaystyle A 1 Tomu kilkist par stanovit n A n A 1 2 displaystyle n A n A 1 2 sho priblizno dorivnyuye n A 2 2 displaystyle n A 2 2 oskilki n A displaystyle n A zazvichaj dosit velika Bilsh strogo utvoryuyutsya she j pozitroni ale voni anigilyuyut z elektronami v plazmi Energovidilennya v 27 3 MeV na reakciyu navedeno z urahuvannyam anigilyaciyi Suchasna ocinka viku Zemli 4 6 milyarda rokiv PrimitkiJohnson A J Origin of the elements Ohio state university Procitovano 6 listopada 2021 Nuclear binding energy Encyclopedia Britannica angl Procitovano 6 listopada 2021 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Postnov K A Lekcii po obshej astrofizike dlya fizikov Astronet Procitovano 26 serpnya 2021 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Proignorovano nevidomij parametr accessyear mozhlivo access date dovidka Zasov Postnov 2011 s 166 167 Karttunen et al 2007 s 233 243 LeBlanc 2011 s 206 207 Karttunen et al 2007 s 234 Zeldovich Ya B Blinnikov S I Shakura N I Fizicheskie osnovy stroeniya i evolyucii zvyozd Astronet Procitovano 26 serpnya 2021 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Proignorovano nevidomij parametr accessyear mozhlivo access date dovidka Zasov Postnov 2011 s 231 Ryan Norton 2010 s 137 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Ivanov V V Istochniki energii zvezd Astronomiya SPb SPGU Procitovano 11 veresnya 2021 Salaris Cassisi 2005 s 222 224 Zasov Postnov 2011 s 99 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Ryan Norton 2010 s 50 54 Zeldovich Ya B Blinnikov S I inshi movi Fizicheskie osnovy stroeniya i evolyucii zvyozd Astronet Procitovano 24 serpnya 2021 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Proignorovano nevidomij parametr accessyear mozhlivo access date dovidka Lincoln D Viewing the Core of the Sun The Physics Teacher 2020 Vol 58 1 October P 457 460 ISSN 0031 921X DOI 10 1119 10 0002060 Ryan Norton 2010 s 49 62 LeBlanc 2011 s 277 279 Ryan Norton 2010 s 72 74 Ryan Norton 2010 s 72 75 Ryan Norton 2010 s 24 Caballero J A A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit Planets Brown Dwarfs or What Geosciences 2018 Vol 8 1 September P 362 DOI 10 3390 geosciences8100362 Basri G The Lithium Test for Young Brown Dwarfs invited review Proceedings of a Workshop held in Puerto de la Cruz Tenerife ASP 1998 Vol 134 16 June P 394 z dzherela 20 serpnya 2019 Procitovano 2021 06 26 LeBlanc 2011 s 54 55 Main Sequence Lifetime Swinburne University of Technology Procitovano 3 veresnya 2021 Postnov K A Lekcii po obshej astrofizike dlya fizikov Astronet Procitovano 26 serpnya 2021 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Proignorovano nevidomij parametr accessyear mozhlivo access date dovidka Salaris Cassisi 2005 s 164 Caballero J A A Review on Substellar Objects below the Deuterium Burning Mass Limit Planets Brown Dwarfs or What Geosciences 2018 Vol 8 1 September P 362 DOI 10 3390 geosciences8100362 Brown dwarf amp 124 astronomy Encyclopedia Britannica angl originalu za 4 travnya 2021 Procitovano 30 serpnya 2021 Zasov Postnov 2011 Zasov Postnov 2011 s 166 LeBlanc 2011 s 218 223 Zasov Postnov 2011 s 169 175 LeBlanc 2011 s 223 224 Main Sequence Stars Australia Telescope National Facility angl Sydney inshi movi Procitovano 2 veresnya 2021 Salaris Cassisi 2005 s 121 Salaris Cassisi 2005 s 142 Salaris Cassisi 2005 s 155 159 Bolshaya rossijskaya enciklopediya v 36 t predsed red kol Yu S Osipov otv red S L Kravec M Nauch izd vo BRE 2004 2017 ros Salaris Cassisi 2005 s 216 Thompson T Astronomy 1101 Planets to Cosmos Ohio State University Procitovano 6 listopada 2021 Salaris Cassisi 2005 s 214 224 239 Karttunen et al 2007 s 250 253 Ryan Norton 2010 s 139 LeBlanc 2011 s 236 Salaris Cassisi 2005 s 216 217 Karttunen et al 2007 s 250 251 Ryan Norton 2010 s 138 LeBlanc 2011 s 232 Salaris Cassisi 2005 s 217 219 Ryan Norton 2010 s 135 LeBlanc 2011 s 273 274 Ryan Norton 2010 s 139 146 Karttunen et al 2007 s 233 Ivanov V V Istochniki energii zvezd Astronomiya SPb SPGU Procitovano 11 veresnya 2021 Istoriya astronomii Procitovano 11 veresnya 2021 Ivanov V V Istochniki energii zvezd Astronomiya SPb SPGU Procitovano 11 veresnya 2021 Istoriya astronomii Procitovano 11 veresnya 2021 Ivanov V V Istochniki energii zvezd Astronomiya SPb SPGU Procitovano 11 veresnya 2021 Istoriya astronomii Procitovano 11 veresnya 2021 Hoyle F The synthesis of the elements from hydrogen Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 1946 Vol 106 1 P 343 ISSN 0035 8711 DOI 10 1093 mnras 106 5 343 Gamow G Expanding Universe and the Origin of Elements Physical Review 1946 Vol 70 10 P 572 573 ISSN 1536 6065 DOI 10 1103 PhysRev 70 572 2 Wallerstein G Iben I J Parker P Boesgaard A M Hale G M Synthesis of the elements in stars forty years of progress Reviews of Modern Physics N Y The American Physical Society 1997 Vol 69 10 P 995 1084 ISSN 0034 6861 DOI 10 1103 RevModPhys 69 995 z dzherela 2 lyutogo 2014 Procitovano 2024 01 08 Burbidge G B FH the Cosmic Microwave Background and Cosmology en Melbourne Cambridge University Press 2008 Vol 25 16 June P 30 35 ISSN 1323 3580 DOI 10 1071 AS07029 Wallerstein G Iben I J Parker P Boesgaard A M Hale G M Synthesis of the elements in stars forty years of progress Reviews of Modern Physics N Y The American Physical Society 1997 Vol 69 10 P 995 1084 ISSN 0034 6861 DOI 10 1103 RevModPhys 69 995 z dzherela 2 lyutogo 2014 Procitovano 2024 01 08 Burbidge E M Burbidge G R Fowler W A Hoyle F Synthesis of the Elements in Stars Reviews of Modern Physics N Y The American Physical Society 1957 Vol 29 16 June P 547 650 ISSN 0034 6861 DOI 10 1103 RevModPhys 29 547 Trimble V E Margaret Burbidge 1919 2020 Nature N Y Springer Nature 2020 Vol 580 iss 7805 4 P 586 586 DOI 10 1038 d41586 020 01224 9 Cecilia The Tale of Two Elements The Oxford Scientist brit 26 listopada 2019 Procitovano 12 veresnya 2021 Wallerstein G Iben I J Parker P Boesgaard A M Hale G M Synthesis of the elements in stars forty years of progress Reviews of Modern Physics N Y The American Physical Society 1997 Vol 69 10 P 995 1084 ISSN 0034 6861 DOI 10 1103 RevModPhys 69 995 z dzherela 2 lyutogo 2014 Procitovano 2024 01 08 Zasov Postnov 2011 s 171 174 Solar neutrino problem Encyclopedia Britannica angl Procitovano 12 veresnya 2021 Posilannya VZAIMOPREVRAShENIYa HIMIChESKIH ELEMENTOV ros B S Ishhanov E I Kebin Kafedra obshej yadernoj fiziki fizicheskogo fakulteta MGU NIIYaF MGU ros V N RYZhOV Zvyozdnyj nukleosintez istochnik proishozhdeniya himicheskih elementov 5 grudnya 2018 u Wayback Machine Saratovskij gosudarstvennyj tehnicheskij universitet Astronet ros Kenneth R Lang Astrophysical Formulae 28 serpnya 2015 u Wayback Machine Springer 1999 ISBN 3 540 29692 1 angl John S Lewis Physics and Chemistry of the Solar System 3 kvitnya 2016 u Wayback Machine 2nd edition Elsevier Academic Press 2004 ISBN 978 0 12 446744 6 page 43 angl The Milky Way Galaxy 1 zhovtnya 2014 u Wayback Machine page 32 2 2 1 Nucleosynthesis in stars Taylor amp Francis 1996 ISBN 2 88124 931 0 angl