Umumiy astronomiya

Uch karra α-reaksiya. Avvalgi ko‘rib chiqilgan reaksiyalarda yulduz tublarida geliy miqdori ortib boradi. Harorat 10⁸ gradusdan oshganda geliy uglerodga uch karra α-reaksiya orqali aylanishi mumkin:
(6.36) ⁴He + ⁴He ↔ ⁸Be ,
(6.37) ⁸Be + ⁴He → ¹²C + γ .
Bu erda ⁸Ve noturg‘un va 2,6 × 10^–16 sekund ichida ikkita geliy yadrosiga yoki α-zarralarga parchalanadi. Shunday qilib, uglerod hosil bo‘lishi uchun deyarli bir vaqtning o‘zida uchta zarra to‘qnashishi talab etiladi. Reaksiya ko‘pincha quyidagicha yoziladi:
(6.39) ⁴He → ¹²C + γ .
Geliy yonishi tugagandan so‘ng yanada yuqoriroq haroratlarda temir va nikelga qadar og‘ir elementlar ishtirok etishi mumkin bo‘lgan boshqa reaksiyalar boshlanishi extimoli bor. Ana shunday reaksiyalarga misol kilib, kislorod, uglerod va kremniy yonishidek turli α-reaksiyalarni ko‘rsatish mumkin.
α-reaksiyalar. Geliy yonayotgan paytda hosil bo‘lgan uglerodning ayrim yadrolari geliy yadrolari bilan qayta reaksiyaga kirishib, kislorodni hosil qiladi, u esa, o‘z navbatida qayta reaksiyada neonni hosil qiladi, v.x.k. Bu reaksiyalar etarlicha kam amalga oshadi, shuning uchun yulduzli energiya manbalari sifatida unchalik axamiyatli emas. Bunday reaksiyalarga misol qilib quyidagilarni ko‘rsatish mumkin:
¹²C + ⁴He → ¹⁶O + γ ,
¹⁶O + ⁴He → ²⁰Ne + γ ,
²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ .
Uglerod yonishi. Geliy tugagandan so‘ng, (5-8) × 10¹⁰ K haroratlarda uglerodning yonishi boshlanadi:
¹²C + ¹²C → ²⁴Mg + γ
→ ²³Na + ¹H
→ ²⁰Ne + ⁴He
→ ²³Mg + n
→ ¹⁶O + 2 ⁴He .
Kislorod yonishi. Yanada yuqoriroq haroratlarda reaksiyaga kislorod kirishadi:
¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ
→ ³¹P + ¹H
→ ²⁸Si + ⁴He
→ ³¹S + n
→ ²⁴Mg + 2 ⁴He .
Kremniy yonishi. Kremniy yonishidagi bir necha qadamdan so‘ng nikel va temir hosil bo‘ladi. Butun jarayon quyidagicha ifodalanishi mumkin:
²⁸Si + ²⁸Si → ⁵⁶Ni + γ ,
⁵⁶Ni → ⁵⁶Fe + 2 e⁺ + 2 ν_e .
Harorat 10⁹ K dan yuqori bo‘lganda, fotonlarning energiyasi ayrim yadrolarni yo‘q qilishga etarli katta bo‘ladi. Bunday reaksiyalar fotoyadroviy reaksiyalar yoki fotodissotsiatsiyalar deb nomlanadi.
Temirdan og‘irroq elementlarni hosil qilish uchun energiya etkazib berilishini talab etadi, shuning uchun bunday elementlar termoyadroviy reaksiyalarda hosil bo‘lmaydi. Temirdan og‘irroq elementlar yulduzli evolyusiyaning keskin va shiddatli bosqichlari davomida neytronlarni qamrab olishlaridagina paydo bo‘lishi mumkin.
Yuqorida berilgan reaksiyalarning tezliklarini laboratoriya tajribalari yordamida yoki nazariy hisob-kitoblardan aniqlash mumkin. Buni bilgan holda zichlik, harorat va kimyoviy tarkibiga bog‘langan hamda massa va vaqt birligida qancha energiya ajralib chiqishini topish imkoni topiladi:
ε = ε(T, ρ, X, Y, Z) . (6.42)
Amalda og‘ir yadrolarining nafaqat umumiy soni Z, balki nisbiy miqdori ham ma’lum bo‘lishi lozim.

23-Ma’ruza. To'siluvchan o'zgaruvchan yulduzlar. Spektral qo'shaloq yulduzlar. Eruptiv o'zgaruvchanlar. Pulsarlar – neytron yulduzlar. Qora o'ralar.