Nukleosynteza w gwiazdach: kluczowe cykle

Główne procesy nukleosyntezy w ewolucji gwiazd

W jądrach gwiazd typu słonecznego, w temperaturach około 10 mln K i gęstościach 35–149 g/cm³, zachodzi cykl proton-proton syntezy helu. Dwa protony łączą się w deuteron, uwalniając 1,44 MeV, przy czym jeden proton ulega rozpadowi β⁺, emitując neutrino i pozyton. Deuteron wychwytuje trzeci proton, tworząc ³He z energią 5,5 MeV. Finałowy etap to połączenie dwóch ³He w ⁴He i dwa protony, z wydzieleniem 12,86 MeV.

Całkowita energia cyklu wynosi 27 MeV na pięć reakcji (pierwsze dwie powtarzają się dwukrotnie). Neutrina unoszą 0,5 MeV, reszta ogrzewa plazmę. Słońce konwertuje ~4 mln ton masy w energię co sekundę.

Bariera kulombowska protonów (140 keV) jest pokonywana efektem tunelowym: kwantowe prawdopodobieństwo przenikania cząstek o energii poniżej bariery (średnia — 1 keV).

Alternatywna ścieżka (20% przypadków):

• ³He + ⁴He → ⁷Be + γ (1,58 MeV)
• ⁷Be + e⁻ → ⁷Li + ν (0,05 MeV)
• ⁷Li + ¹H → ⁴He + ⁴He (17,34 MeV)

Rzadkie rozgałęzienie (0,2%):

• ⁷Be + ¹H → ⁸B + γ (0,14 MeV)
• ⁸B → ⁸Be + e⁺ + ν (7,7 MeV)
• ⁸Be → ⁴He + ⁴He (3 MeV)

Cykl CNO w bardziej masywnych gwiazdach

W gwiazdach o masie 1,02–1,5 M⊙ przy T > 15 mln K dominuje cykl węglowo-azotowy (CNO), gdzie C, N, O katalizują syntezę helu z wodoru:

• ¹²C + ¹H → ¹³N + γ
• ¹³N → ¹³C + e⁺ + ν
• ¹³C + ¹H → ¹⁴N + γ
• ¹⁴N + ¹H → ¹⁵O + γ
• ¹⁵O → ¹⁵N + e⁺ + ν
• ¹⁵N + ¹H → ¹²C + ⁴He

Wydziela się 25 MeV (bez uwzględnienia neutrin). Cykl jest efektywny dzięki obecności śladowych ilości C z poprzednich supernowych.

Potrójny proces alfa i synteza α

W olbrzymach >8 M⊙ przy 100–200 mln K i ρ >1000 g/cm³ trzy ⁴He łączą się w ¹²C poprzez pośredni ⁸Be:

3 ⁴He → ¹²C + γ

Hel wypala się w ~10 mln lat w porównaniu do miliardów lat dla wodoru. Gdy hel się wyczerpuje, jądro się kurczy, T rośnie do 500 mln K, uruchamiając proces α:

• ¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ
• ¹⁶O + ⁴He → ²⁰Ne + γ
• ²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ

Kwanty γ wybijają cząstki α z jąder, utrzymując przepływ helu z otoczki.

Przy 1 mld K:

• ¹²C + ¹²C → ²³Na + ¹H lub ²⁰Ne + ⁴He
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ

Powstają pierwiastki do Fe.

Wychwyt neutronów i granica żelaza

U ⁵⁶Fe, ⁵⁹Co, ⁶²Ni energia wiązania na nukleon jest maksymalna — synteza cięższych pochłania energię. Przy 3 mld K:

• ¹²C + ¹²C → ²³Mg + n
• ¹⁶O + ¹⁶O → ³¹S + n

Proces s (wolny wychwyt): jądro wychwytuje n, ulega rozpadowi β, budując pierwiastki do Bi.

Wybuch supernowej i proces r

Jądro >8 M⊙ zapada się w gwiazdę neutronową/czarną dziurę. Spadająca otoczka (hel, O) się ściska, T~mld K, inicjując lawinową syntezę C–Fe w ciągu sekund. Wybuch wyrzuca 1–16 M⊙ w przestrzeń.

W warunkach supernowej — proces r: szybki wychwyt wielu n przed rozpadem β. Powstają jądra do A≈270. Długożyciowe (²³²Th, ²³⁵U, ²³⁸U) przetrwają; reszta ulega rozpadowi.

Co jest ważne

• Energia wiązania decyduje o syntezie termojądrowej: defekt masy <1% przekształca się w energię; po Fe proces jest endotermiczny.
• Efekt tunelowy kluczowy: pozwala pokonywać barierę kulombowską przy T<<wymaganej.
• Cykle zależą od masy: pp w słonecznych, CNO w 1–1,5 M⊙, α i ciężkie w >8 M⊙.
• Supernowe — źródło ciężkich pierwiastków: proces r tworzy transuranowce, s — do Bi.
• Obserwowalne ślady: neutrina, izotopy w Układzie Słonecznym potwierdzają model.

— Editorial Team