§6.11 Жұлдыздағы ядролық реакциялар

1920-80 жылдары күн мен жұлдыздардың жарқырауы мен олардың шығаратын орасан зор энергияны ешқандай химиялық реакциялар түсiндiре алмады.

30-жылдары ядролық синтез реакцияларының әлемде көп таралғандығы және олардың күн мен жұлдыздар шығаратын энергия көзi бола алатындығы айқындалды. Қазiргi ғылым, жұлдыздардағы энергия көзiн дәл анықтауға ғана емес, оларда өтетiн басты құбылыстарды анықтап, олардың даму жолдарын пайымдауға мүмкiндiк бередi. Олар қысқаша мынадай: Жұлдыздар шаң-тозаңдардан тұратын бұлттардан гравитациялық тартылу әсерiнен пайда болады деп есептелдi. Бүкiл әлемдiк тартылыс арқасында сутегiден тұратын бұлттар сығылып, тартылудың потенциялдық энергиясы бөлшектердiң кинетикалық энергиясына айналады. Жұлдыздардың ортасындағы сығылу температурасы 10⁷ К-ге дейiн, тығыздығы 100г/см³-ке дейiн көтерiледі. Мұндай жағдайда сутегi ядролары қосылып, ₂He⁴ ядроларын түзетін реакция өтуi мүмкiн болады. Бұл реакциялардың әрқайсысының барысында 26,7Мэв=4,3·10^-13Дж энергия бөлiнiп шығады. Ядролық реакцияларда бөлiнiп шығатын энергия мен жұлдыздың сәулелену энергиясы теңескен кезде оның сығылуы тоқталады. Бөлiнiп шығатын энергия азайған кезде, гравитациялық күштер температура мен тығыздықтың әрi қарай өсуiн туғызады. Осының салдарынан сутегiлiк отын жанып бiтуге айналғанда, бұл реакциялардың нәтижесi болып табылатын ₂He⁴ ядроларының синтезделу реакциясының өтуiне жағдай туады. Бұл кезде жұлдыз қойнауындағы температура 10⁸ К-ге, ал тығыздық 10⁵г/см³ дейiн өседi. Сонда

(6.11.1)

реакциясы өтеді. Мұндағы ₆С¹²-тiң қозу энергиясы 7,65 Мэв. Көмiртегiнiң жиналуының барысында басқа реакциялардың да өту мүмкiндiгi туады

(6.11.2)

Бiраз уақыттан кейiн жұлдыздың геллий ядроларынан тұратын қойнауы ₆C¹²; ₈O¹⁶; ₁₀Ne²⁰ ядроларынан тұратын болады. Бұл кезде оның температурасы 2∙10⁹ К-ге, ал тығыздығы 10⁶-10⁷ г/см³ жетедi.

Термоядролық цикл темiр тобына жататын элементтердiң синтезiмен аяқталады. Бұл кезде температура 4∙10⁹ К, ал жұлдыздардың тығыздығы 10⁸ г/см³ болады.Белгiлi бiр отынның жанып бiтуi өте ұзаққа, жуық есептеулермен 10⁷ жылдан 10¹⁰ жылға дейiн созылады.

1938 жылы Бете күн қойнауында өтетiн термоядролық реакциялардың екi циклiн ұсынды. Олардың бiрiншiсi сутектiк немесе протон-протондық деп аталады. Ол мынандай реакциялардан тұрады:

; ; (6.11.3)

Соңында төрт протон бiрiгiп (қосылып) ₂Не⁴ ядросын бередi

Мэв(6.11.4.)

энергия бөлiнiп шығады.

Мұндағы бiрiншi реакция нәзiк әсерлесудiң қатысуымен өтедi. Оның қимасы өте кiшкентай, энергиясы 1Мэв протондар үшiн 10^-47см² (10^-23барн)-дай. Күн қойнауының энергиясы бұдан төмен (1,7Кэв) протондар қатысатын реакцияның қимасы одан да төмен. Жерде мұндай реакция бақыланбайды.

Екiншi реакцияның орташа ұзақтығы 6с. Ал үшiншi реакция миллион жылда бiр рет қайталайды. Күн қойнауында бұл реакциялар бiр кезде өтедi. Сондықтан бiзге өте зор болып көрiнетiн циклдiң әр бөлiгiнiң ұзақтығы күн мен жұлдыздардың өте көп энергия шығарып сәулеленуiне әсер етпейдi.

Бетенiң ұсынған екiншi циклi көмiртектi-азоттық деп аталады. Ол да сутегi сияқты төрт протоннан бiр гелий-төрт (Н⁴) ядросының құрылуымен аяқталады. Онда да екi позитрон мен екi нейтрин туады. Бiрақ, протон - протондық циклға осы цикл реакциясының өнiмдерi: дейтрон мен гелий-үш (Н³) ғана қатысса, С-N-тық циклға реакциялар барысында саны өзгермейтiн, катализатор ролiн атқаратын ₆С¹² ядролары қатысады:

;

; (6.11.5.)

;

нәтижесiнде ; Q=26,7 Мэв

Протон-протондық цикл, көмiртектiк-азоттық циклкүннiң құрамындағы сутегiнiң мөлшерiн азайтады, ₂Не⁴ мөлшерiн арттырады. Бiрақ күннiң құрамындағы сутегi өте көп, ол әлi миллион жылдарға жетедi. Сутегi түгел жанып бiткеннен кейiн, күннің тартылыс күшiнiң әсерiнен сығылып, оның температурасы мен тығыздығы артады да ₂Не⁴ ядролары басқа ауырлау ядроларға айналатын реакциялар өте бастайды. Сөйтiп термоядролық түрлену темiр (Fe) тобына барып тоқтағанша созыла бередi.