Nukleosynteza i cykle tworzące pokolenia gwiazd

Zagadnienie niniejsze jest ściśle związane z tematem ewolucji gwiazd. Rozwój gwiezdnych obiektów jest zdeterminowany z natury przez chemiczną kompozycję gwiazdy. Wewnętrzne reakcje termojądrowe prowadzące do formacji złożonych atomów zmieniają kompozycję substancji chemicznych, co w następstwie działa na ewolucję samej gwiazdy.
Z definicji nukleosynteza to ogół reakcji jądrowych prowadzących do powstawania nowych jąder atomowych. Naturalne procesy nukleosyntezy zachodzą głównie w gwiazdach co nazywamy nukleogenezą. Sztuczne procesy nukleosyntezy zachodzą w reaktorach jądrowych, akceleratorach i przy wybuchach jądrowych. Pierwiastki cięższe od helu tworzą się w czerwonych olbrzymach, które to rozsiewają je potem w przestrzeni w formie wiatru gwiazdowego.

Im większa masa gwiazdy, tym cięższe pierwiastki mogą powstać w jej jądrze. Słońce zakończy cykl na helu, najmasywniejsze gwiazdy dochodzą do żelaza. Budowa takiej gwiazdy przypomina cebulę, z warstwami zawierającymi kolejno wodór, hel, węgiel, tlen, itd. aż do żelaznego jądra. Na żelazie procesy syntezy się kończą, gdyż takie jądro ma największą energię wiązania w przeliczeniu na jeden nukleon (przyłączanie dalszych nukleonów do jądra wymaga dostarczenia energii).

Reakcje termojądrowe w gwiazdach można podzielić na cykl protonowo-protonowy (pp) albo cykl węglowo-azotowo-tlenowy (cykl CNO).

Cykl protonowo-protonowy (pp)

Zachodząca w sposób naturalny reakcja termojądrowa (łączenia się jąder lżejszych w cięższe) jest źródłem energii wysyłanej przez Słońce i gwiazdy. Podczas syntezy protonów w jądro helu powstają pozytony. Pozyton to cząstka o masie elektronu i ładunku dodatnim. Pozytony powstają także na naszym Słońcu jako skutek cyklu protonowo-protonowego (naturalnej reakcji termojądrowej). Łączenie jąder lżejszych w cięższe, jest korzystne energetycznie. Energia wytwarzana jest w procesie łączenia się (fuzji) 4 protonów w jądro helu. Na Słońcu wskutek cyklu pp powstaje 99% energii. Alternatywną drogą zamiany wodoru w hel jest cykl węglowo-azotowo-tlenowy (CNO), lecz przebiega on wydajnie w wyższych temperaturach, toteż w jądrze Słońca cykl CNO jest źródłem tylko 1% energii.

Równania reakcji nukleosyntezy, cykl p-p:

1H + 1H = 2D + e+ + ν

2D + 1H = 3He + γ

3He + 3He = 4He + 21H

co daje w sumie : 41H = 4He + 2e+ + 2γ +2ν (wydzielona energia 26,7 MeV)

O wiele rzadsze są procesy:

4He + 3He = 7Be + γ

7Be + e- = 7Li + ν

7Li + 1H = 24He

Cykl węglowo-azotowo-tlenowy (cykl CNO)

Synteza jąder lżejszych w cięższe zachodzi za pośrednictwem katalizujących reakcje nukleosyntezy atomów węgla, azotu i tlenu. W cyklu CNO zamiast czterech reakcji zachodzi aż szesnaście reakcji termojądrowych i w dodatku potrzebny jest katalizator w postaci wspomnianych już atomów C, N i O. Ten rodzaj cyklu dominuje w gwiazdach o temperaturze jądra mniejszej od 16 x 106 K. Wymagając temperatury rzędu 20 mln K cykl CNO jest najefektywniejszy w gwiazdach bardziej masywnych i co za tym idzie bardziej gorących niż nasze Słońce.

Równania reakcji nukleosynteza, cykl węglowo-azotowo-tlenowy:

12C + 1H = 13N + γ

13N = 13C + e+ + ν

13C + 1H = 14N + γ

14N + 1H = 15O + γ

15O = 15N + e+ + ν

15N + 1H = 12C + 4He

albo też bardzo rzadko 15N + 1H = 16O + γ

co również daje w sumie : 41H = 4He + 2e+ + 2γ +2ν

Tłumaczenie i opracowanie tekstu Agnieszka Zawada na podstawie:
1. Philip Mathew „Stellar Energy Generation and Nucleosynthesis” 2003. Materiały Amerykańskiego Towarzystwa Astronomicznego.
2. Popularna Encyklopedia Powszechna, 1999 FOGRA Oficyna Wydawnicza.

Odsłony: 1844
Kategoria: