Hlavní procesy nukleosyntézy ve vývoji hvězd
V jádrech hvězd podobných Slunci při teplotách kolem 10 milionů K a hustotách 35–149 g/cm³ probíhá proton-protonový cyklus syntézy helia. Dva protony se slučují v deuteron s uvolněním 1,44 MeV, přičemž jeden proton podléhá β⁺-rozpadu, emituje neutrino a pozitron. Deuteron zachytí třetí proton a vytvoří ³He s energií 5,5 MeV. Závěrečná fáze je sloučení dvou ³He na ⁴He a dva protony, uvolňující 12,86 MeV.
Celková energie cyklu je 27 MeV na pět reakcí (první dvě se opakují dvakrát). Neutrina odnášejí 0,5 MeV, zbytek ohřívá plazmu. Slunce přeměňuje přibližně 4 miliony tun hmoty na energii každou sekundu.
Coulombův bariéra protonů (140 keV) je překonána tunelovým jevem: kvantová pravděpodobnost průniku částic s energií pod bariérou (průměrná – 1 keV).
Alternativní cesta (20 % případů):
- ³He + ⁴He → ⁷Be + γ (1,58 MeV)
- ⁷Be + e⁻ → ⁷Li + ν (0,05 MeV)
- ⁷Li + ¹H → ⁴He + ⁴He (17,34 MeV)
Vzácná větev (0,2 %):
- ⁷Be + ¹H → ⁸B + γ (0,14 MeV)
- ⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν (7,7 MeV)
- ⁸Be → ⁴He + ⁴He (3 MeV)
CNO cyklus ve hmotnějších hvězdách
Ve hvězdách o hmotnosti 1,02–1,5 M⊙ při T > 15 milionů K dominuje uhlíko-dusíko-kyslíkový cyklus (CNO), kde C, N, O katalyzují syntézu helia z vodíku:
- ¹²C + ¹H → ¹³N + γ
- ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν
- ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ
- ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ
- ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν
- ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He
Uvolní se 25 MeV (bez zahrnutí neutrin). Cyklus je účinný díky přítomnosti stop C z předchozích supernov.
Trojitý alfa proces a α-syntéza
V obrech >8 M⊙ při 100–200 milionů K a ρ >1000 g/cm³ se tři ⁴He slučují v ¹²C přes přechodný ⁸Be:
3 ⁴He → ¹²C + γ
Helium vyhoří za přibližně 10 milionů let oproti miliardám let pro vodík. Po vyčerpání helia se jádro stlačuje, T roste na 500 milionů K, spouštějící α-proces:
- ¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ
- ¹⁶O + ⁴He → ²⁰Ne + γ
- ²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ
Γ-kvanta vyrazí α-částice z jader, udržují tok helia z obalu.
Při 1 miliardě K:
- ¹²C + ¹²C → ²³Na + ¹H nebo ²⁰Ne + ⁴He
- ¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ
Vznikají prvky až po Fe.
Neutronový záchyt a limit železa
U ⁵⁶Fe, ⁵⁹Co, ⁶²Ni je maximální vazebná energie na nukleon – syntéza těžších prvků energii pohlcuje. Při 3 miliardách K:
- ¹²C + ¹²C → ²³Mg + n
- ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹S + n
s-proces (pomalý záchyt): jádro zachytí n, β-rozpadá se, buduje prvky až po Bi.
Výbuch supernovy a r-proces
Jádro >8 M⊙ kolabuje v neutronovou hvězdu/černou díru. Padající obal (helium, O) se stlačuje, T~miliarda K, iniciuje lavinovou syntézu C–Fe za sekundy. Výbuch vyvrhne 1–16 M⊙ do prostoru.
V podmínkách supernovy – r-proces: rychlý záchyt mnoha n před β-rozpadem. Vznikají jádra až do A≈270. Dlouhožijící (²³²Th, ²³⁵U, ²³⁸U) přetrvávají; ostatní se rozpadají.
Co je důležité
- Vazebná energie určuje termojadernou syntézu: hmotnostní defekt <1 % se přeměňuje v energii; po Fe je proces endotermní.
- Tunelový jev je klíčový: umožňuje překonat Coulombovu bariéru při T<<požadované.
- Cykly závisí na hmotnosti: pp ve slunečních, CNO v 1–1,5 M⊙, α a těžké v >8 M⊙.
- Supernovy jsou zdrojem těžkých prvků: r-proces vytváří transurany, s – až po Bi.
- Pozorovatelné stopy: neutrina, izotopy ve Sluneční soustavě potvrzují model.
— Editorial Team
Zatím žádné komentáře.