12345678

Mówiąc najprościej, dalsze losy gwiazdy zależą od jej masy. Przy masach dostatecznie dużych, grawitacyjne kurczenie się gwiezdnego jądra zawierającego teraz przede wszystkim hel, może doprowadzić do wzrostu temperatury nawet do stu milionów stopni. W tych warunkach prawdopodobna staje się przemiana

a powstające w niej jądro
8
4
Be
, chociaż skrajnie nietrwałe, wychwytuje radiacyjnie
4
2
He
:

Nuklid
12
6
C
 jest jednym z ogniw tzw. cyklu węglowo-azotowego; w tym wypadku ograniczę się do wskazania tylko wybranej reakcji prowadzącej do zaistnienia jąder azotu:

Proces spalania helu i związane z nim nagromadzanie się coraz cięższych jąder prowadzi, oczywiście, do stopniowego wzrostu temperatury gwiazdy. Wraz z powstawaniem węgla coraz większą rolę odgrywały radiacyjne wychwyty
4
2
He
:

Po wyczerpaniu helu we wnętrzu gwiazdy pozostaje w zasadzie mieszanina jąder węgla i tlenu z niewielką domieszką neonu. Jeśli masa gwiazdy jest wystarczająco duża, dalsze jej kurczenie się doprowadza do temperatury rzędu 500 milionów stopni, a wtedy zaczyna się spalać węgiel:

Wreszcie w temperaturze około miliarda stopni następuje spalanie tlenu:

a szczególnie rozpowszechnionym „popiołem” staje się krzem. Ogromna bariera kulombowska związana z procesem
28
4
Si
 +
28
4
Si
 sprawia, że zmieniają się drogi syntezy cięższych pierwiastków. W ogólnym zarysie mamy o nich pewne wyobrażenie; wiemy również, że istnieją mniej lub bardziej uzasadnione doniesienia o identyfikacji w gwiazdach nawet pierwiastków transuranowych.

12345678
powrót na górę strony
Wykład
O istocie życia. Rozważania chemika
Strona
4/8
Autor
Wydział Chemii Uniwersytetu Warszawskiego
Kliknij nazwisko autora, aby zobaczyć notkę biograficzną w serwisie Nauka Polska