Я зупинив свою увагу на реакціях з протонами не тільки тому, що вони - сама багата складова речовини зоряних надр. Якщо стикаються важчі ядра, у яких заряди значно більше елементарного заряду протона, кулонівських сили відштовхування істотно збільшуються, і ядра при Т 10 К вже не мають практично ніякої можливості проникнути один в одного. Тільки при значно більш високих температурах, які в деяких випадках реалізуються всередині зірок, можливі ядерні реакції на важких елементах.
Як вже і вказувалося, сутність ядерних реакцій всередині Сонця і зірок полягає в тому, що через ряд проміжних етапів чотири ядра водню (протони) об'єднуються в одне ядро гелію (частинки), причому надлишкова маса виділяється у вигляді енергії, що нагріває середу, в якій відбуваються реакції.
Розглянемо більш докладно ці реакції.
ПРОТОН - протонів РЕАКЦІЯ
Ця реакція починається з таких зіткнень між протонами, в результаті яких виходить ядро важкого водню - дейтерію. Навіть в умовах зоряних надр це відбувається дуже рідко. Як правило, зіткнення між протонами є пружними: після зіткнення частинки просто розлітаються в різні боки. Для того щоб в результаті зіткнення два протони злилися в одне ядро дейтерію, необхідно, щоб при такому зіткненні виконувалися два незалежних умови. По-перше, треба, що у одного з зіштовхуються протонів кінетична енергія раз в двадцять перевершувала б енергію теплових рухів при температурі зоряних надр. Як вже говорилося вище, тільки одна стомільйонний частина протонів має таку відносно високу енергію, необхідну для подолання «кулонівського бар'єру». По-друге, необхідно щоб за час зіткнення один з двох протонів встиг би перетворитися в нейтрон, важко зітхнувши позитрон і нейтрино. Бо тільки протон з нейтроном можуть утворити ядро дейтерію. Зауважимо, що тривалість зіткнення всього лише близько 10 секунди (воно порядку класичного радіуса протона, поділеного на його швидкість). Якщо все це врахувати, то вийде, що кожен протон має реальні шанси перетворитися у такий спосіб в дейтерій лише раз протягом кілька мільярдів років. Але так як протонів в надрах зірок досить багато, такі реакції, і до того ж в потрібній кількості, будуть мати місце.
По-іншому складається доля новоутворених ядер дейтерію. Вони «жадібно», всього через кілька секунд, «заковтують» який-небудь близький протон, перетворюючись на ізотоп He. Після цього ізотоп гелію буде взаємодіяти з подібним собі ядром, в результаті чого утворюється ядро «звичайного» гелію і два протона. Так як концентрація ізотопу He надзвичайна мала, то це відбудеться через кілька мільйонів років. Далі представлена послідовність цих реакцій і виділяється при них енергія.
H + H D + + + 1,44 МеВ (десятки мільярд. Років);
D + H He + + 5,49 MеВ (кілька секунд);
2 He He + 2 H + 12,85 MеВ (кілька млн. Років).
Тут буква n - означає нейтрино, а g - гамма-квант.
Не вся звільнилася в результаті цього ланцюга реакцій енергія передається зірці, так як частина цієї енергії несеться нейтрино. З урахуванням цієї обставини енергія, що виділяється при утворенні одного ядра гелію, дорівнює 26,2 МеВ.
Друга гілка протон - протонної реакції починається із з'єднання ядра He з ядром "звичайного" гелію He, після чого утворюється ядро берилію Be. Ядро берилію в свою чергу може захопити протон, після чого утворюється ядро бору B, або захопити електрон і перетворитися в ядро літію. У першому випадку утворився радіоактивний ізотоп B зазнає бета-розпад: В Be + n +. Зауважимо, що нейтрино, що утворилися при цій реакції, як раз і виявили за допомогою унікальної, дорогої установки. Радіоактивний берилій Be дуже нестійкий і швидко розпадається на дві a-частинки. Нарешті, остання, третя гілка протон - протонної реакції включає в себе наступні ланки: Ве після захоплення електрона перетворюється в Li, який, захопивши протон, перетворюється в нестійкий ізотоп Ве, розпадається, як у другій ланцюга, на дві альфа - частинки.
Так, до речі, потрібно ще відзначити, що переважна більшість реакцій йде по першому ланцюгу, але роль «побічних» ланцюгів аж ніяк не мала, що слід хоча б з знаменитого нейтринного експерименту, який вперше дав можливість практично спостерігати процеси, які відбуваються всередині зірок.
Перейдемо тепер до розгляду вуглецево-азотного циклу. Цей цикл складається з шести реакцій.
1. З + H N + + 1,95 MеВ (десятки млн. Років);
2. N З + + + 2,22 MеВ (7 хвилин);
3. З + H N + + 7,54 МеВ (кілька млн. Років);
4. N + H O + + 7,35 МеВ (сотні млн. Років);
5. O N + + + 2,71 МеВ (82 сек);
6. N + H С + He + 4,96 МеВ (сотні тис. Років);