Звёздное ядро ({f~[;uky x;jk)
![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/4/43/The_solar_interior.svg/220px-The_solar_interior.svg.png)
Звёздное ядро — центральная область звезды, характеризующаяся максимальной плотностью и температурой. У звезд главной последовательности ядро является областью, в которой происходит термоядерные реакции, за счёт которой звезда светится.
Термоядерные реакции в ядрах звезд
[править | править код]![](http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/thumb/5/5b/Nuclear_energy_generation.svg/langru-300px-Nuclear_energy_generation.svg.png)
В ядрах звезда главной последовательности происходят термоядерные реакции, являющиеся источником энергии излучения звезд.
В ядрах маломассивных звезд — с массой порядка массы Солнца или меньше — доминирует протон-протонный цикл:
- 3He + 3He → 4He + 2p + 12,85 МэВ[3].
В ядрах более массивных звезд главной последовательности преобладает углеродный цикл, в котором "катализатором" синтеза гелия из водорода является углерод:
12C + p | → | 13N + γ | +1,94 МэВ | ~1,3⋅107 лет | |
13N | → | 13C + e+ + νe | +2,22 МэВ | ~7 минут | (либо +1,20 МэВ без учёта аннигиляции e+; T½ для 13N = 9,96 мин[4]) |
13C + p | → | 14N + γ | +7,55 МэВ | ~2,7⋅106 лет | |
14N + p | → | 15O + γ | +7,30 МэВ | ~3,2⋅108 лет | |
15O | → | 15N + e+ + νe | +2,75 МэВ | ~82 секунды | (либо +1,73 МэВ без учёта аннигиляции e+; T½ для 15O = 122,24 с[4]) |
15N + p | → | 12C + 4He | +4,96 МэВ | ~1,1⋅105 лет |
либо, в массивных звездах, 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:
- МэВ (эндотермическая реакция)
- МэВ;
- МэВ.
См. также
[править | править код]Примечания
[править | править код]- ↑ 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+ +νe 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 + γ 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
[править | править код]- 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
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 20 августа 2020 на Wayback Machine - Chabrier, Gilles; Baraffe, Isabelle (November 1997), "Structure and evolution of low-mass stars", Astronomy and Astrophysics, 327: 1039−1053, arXiv:astro-ph/9704118, Bibcode:1997A&A...327.1039C.
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) - Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004), Stellar Interiors: Physical Principles, Structure, and Evolution, Astronomy and Astrophysics Library (2nd ed.), Springer Science & Business Media, ISBN 9780387200897
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine - Iben, Icko (2013), Stellar Evolution Physics: Physical processes in stellar interiors, Cambridge University Press, p. 45, ISBN 9781107016569.
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine - Lang, Kenneth R. (2013), Essential Astrophysics, Undergraduate Lecture Notes in Physics, Springer Science & Business Media, p. 339, ISBN 978-3642359637.
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine - Lodders, Katharina; Fegley, Jr, Bruce (2015), Chemistry of the Solar System, Royal Society of Chemistry, p. 126, ISBN 9781782626015.
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 18 августа 2020 на Wayback Machine - Maeder, Andre (2008), Physics, Formation and Evolution of Rotating Stars, Astronomy and Astrophysics Library, Springer Science & Business Media, ISBN 9783540769491.
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 18 августа 2020 на Wayback Machine - Pradhan, Anil K.; Nahar, Sultana N. (2011), Atomic Astrophysics and Spectroscopy, Cambridge University Press, pp. 226−227, ISBN 978-1139494977.
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 18 августа 2020 на Wayback Machine - Rose, William K. (1998), Advanced Stellar Astrophysics, Cambridge University Press, p. 267, ISBN 9780521588331
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 20 августа 2020 на Wayback Machine - Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005), Evolution of Stars and Stellar Populations, John Wiley & Sons, ISBN 9780470092224
{{citation}}
: Недопустимый|ref=harv
(справка) Архивная копия от 19 августа 2020 на Wayback Machine
В статье есть список источников, но не хватает сносок. |