Термоядерный синтез в звёздах
Как звёзды вырабатывают энергию: слияние ядер водорода в гелий, протон-протонная цепочка и CNO-цикл, горение гелия и тяжёлых элементов, нейтрино Солнца.
Звезда светит не потому, что «горит» в обычном смысле слова: в её недрах атомные ядра сливаются в более тяжёлые, и при этом выделяется энергия. Эта реакция держит звезду от схлопывания и миллиарды лет подогревает всё, что вокруг неё обращается.
Почему ядра вообще сливаются
Ядра водорода (протоны) заряжены положительно и отталкиваются. Чтобы сблизиться и слиться, нужны огромные температуры и давление. В центре Солнца температура около 15 миллионов градусов, а плотность вещества около 150 г/см³, примерно в 13 раз больше плотности свинца. Но даже там протоны сталкиваются на скоростях, которых «по классике» недостаточно, чтобы преодолеть отталкивание. Помогает квантовое туннелирование: ядро с небольшой вероятностью «просачивается» через барьер. Поэтому реакция идёт медленно, и Солнце расходует водород спокойно, уже около 4,6 миллиарда лет.
Протон-протонная цепочка
В звёздах массой около солнечной и меньше основной канал — протон-протонная цепочка. В итоге четыре протона превращаются в ядро гелия-4, два позитрона и два нейтрино. Масса гелия-4 на 0,7 % меньше массы четырёх протонов, и эта разница уходит в энергию по формуле E = mc² («Теория относительности»). Солнце превращает около 600 миллионов тонн водорода в секунду, примерно четыре миллиона тонн массы при этом излучается светом.
Энергия рождается в виде гамма-квантов в ядре, но наружу они выходят очень долго: фотон тысячи раз поглощается и переизлучается, и путь до поверхности занимает десятки тысяч лет и более. Нейтрино, напротив, почти не взаимодействуют с веществом: они покидают Солнце практически сразу и доходят до Земли за восемь минут. Поэтому нейтринные детекторы позволяют «заглянуть» в центр Солнца напрямую.
CNO-цикл
В звёздах массивнее примерно 1,3 солнечной масс и горячее в центре главным становится другой механизм — CNO-цикл. В нём углерод, азот и кислород работают как катализаторы: итог тот же (четыре протона → гелий), но скорость реакции очень сильно зависит от температуры, и в горячих звёздах он обгоняет протон-протонную цепочку. В Солнце на CNO приходится около процента энергии. В 2020 году эксперимент Borexino впервые зарегистрировал нейтрино именно этого цикла, подтвердив его существование у Солнца.
Что происходит, когда кончается водород
Когда водород в ядре заканчивается, ядро сжимается и разогревается («Эволюция звёзд»). При температуре около 100 миллионов градусов начинает «гореть» гелий: три ядра гелия-4 превращаются в ядро углерода-12 (тройной альфа-процесс). Присоединяя ещё одно ядро гелия, углерод превращается в кислород. На этом заканчивают звёзды вроде Солнца: их ядро остаётся углеродно-кислородным и превращается в белого карлика.
В массивных звёздах температура ядра поднимается ещё выше, и в нём последовательно горят углерод, неон, кислород и кремний. Каждая следующая стадия короче предыдущей: если водород горит миллионы лет, кремний — считанные сутки. Цепочка заканчивается на железе: ядра железа-56 прочнее всего связаны, и слияние или распад больше не выделяют энергию. После этого ядро коллапсирует, и звезда взрывается как сверхновая, оставляя нейтронную звезду или чёрную дыру. Элементы тяжелее железа образуются в других процессах, например при слиянии нейтронных звёзд («Гравитационные волны»).
Нижняя граница массы
Чтобы в ядре начался синтез водорода, масса объекта должна быть не меньше примерно 8 % солнечной (около 80 масс Юпитера). Лёгкие объекты — бурые карлики — не доходят до этого порога; в них лишь ненадолго горит дейтерий. Самые лёгкие настоящие звёзды — красные карлики: они расходуют водород так медленно, что могут светить триллионы лет.