reakcje jądrowe

reakcja jądrowa w gwiazdach — reakcja syntezy jąder atomowych będąca źródłem energii gwiazd. W wyniku kondensacji materii podczas tworzenia się gwiazd powstają warunki fiz. sprzyjające zainicjowaniu reakcji termojądrowej (temp. — kilkanaście milionów K, gęst. materii — setki tysięcy kg/m³). Obecnie są znane dobrze dwa rodzaje r.j. w g.: przemiana wodoru w hel i helu w pierwiastki cięższe. Pierwsza przemiana może być realizowana w cyklu protonowo-protonowym (cykl p-p, cykl wodorowy) lub w cyklu węglowo-azotowym (cykl C-N). Cykl p-p

*H + }H - ?H + e+ + » ,

fH + JH - ³He + y,

2He + jHe - |He 4- 2JH

gdzie: e^y — pozyton, v — neutrino, y — kwant prom. elektromagnetycznego. Pozytony i kwanty y są pochłonięte wewnątrz gwiazdy, jedynie neutrina odznaczające się dużą przenikliwością opuszczają gwiazdę (-» astrofizyka).

Cykl C-N

*sc + ;h - >;n + y,

¹³N -» ”C +    + v ,

¹³C + }H -» »N + y ,

'*N + >H -* 'fO + y,

'tO -+ ',⁵N + «+ + v ,

*?N + ;h - >JC + JHe

przy czym węgiel, azot i tlen wyst. jako katalizatory. Ostatecznym wynikiem obu cykli jest przemiana czterech atomów wodoru w jądro helu i wyzwolenie 26,73 MeV energii, z czego 5% unoszą neutrina. Temp. we wnętrzu gwiazdy decyduje, który z cyklów jest dominujący. Jeśli T < 2-10’ K, to dominuje cykl p-p, jeśli T > 2-10’ K, to dominuje cykl C-N.

W gwiazdach starych, w których zasoby wodoru uległy znacznemu wypaleniu, zaczynają odgrywać rolę bardziej złożone reakcje przemiany helu w pierwiastki cięższe, np. helu w węgiel

*He + |He ^ *Be ,

$Be + JHe “C* ,