Меню Главная Случайная статья Настройки Звёздное ядро Материал из https://ru.wikipedia.org Звёздное ядро — центральная область звезды, характеризующаяся максимальной плотностью и температурой. У звёзд главной последовательности ядро является областью, в которой происходит термоядерные реакции, за счёт которой звезда светится. Содержание 1 Термоядерные реакции в ядрах звёзд 2 См. также 3 Примечания 4 Ссылки Термоядерные реакции в ядрах звёзд В ядрах звёзд главной последовательности происходят термоядерные реакции, являющиеся источником энергии излучения звёзд. В ядрах маломассивных звёзд — с массой порядка массы Солнца или меньше — доминирует протон-протонный цикл: p + 2H + 3He + 3He 4He + 2 В ядрах более массивных звёзд главной последовательности преобладает углеродный цикл, в котором "катализатором" синтеза гелия из водорода является углерод: 12C + p 13N + +1,94 МэВ ~1,3107 лет 13N 13C + e+ + e +2,22 МэВ ~7 минут (либо +1,20 МэВ без учёта аннигиляции e+; T для 13N = 9,96 мин[4]) 13C + p 14N + +7,55 МэВ ~2,7106 лет 14N + p 15O + +7,30 МэВ ~3,2108 лет 15O 15N + e+ + e +2,75 МэВ ~82 секунды (либо +1,73 МэВ без учёта аннигиляции e+; T для 15O = 122,24 с[4]) 15N + p 12C + 4He +4,96 МэВ ~1,1105 лет либо, в массивных звёздах, 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: ${\displaystyle \mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{4}^{8}Be} -0{,}092}$ МэВ (эндотермическая реакция) ${\displaystyle \mathrm {_{4}^{8}Be} \rightarrow \mathrm {_{2}^{4}He} +\mathrm {_{2}^{4}He} +0{,}092}$ МэВ; ${\displaystyle \mathrm {_{4}^{8}Be} +\mathrm {_{2}^{4}He} \rightarrow \mathrm {_{6}^{12}C} +7{,}367}$ МэВ. См. также Термоядерная реакция Солнечное ядро Эволюция звёзд 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+ +e 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 + 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, Архивировано 20 августа 2020 Rose, William K. (1998), Advanced Stellar Astrophysics, Cambridge University Press, p. 267, ISBN 9780521588331, Архивировано 20 августа 2020 Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley & Sons, ISBN 9780470092224, Архивировано 19 августа 2020