zvezda8

Na sve višim i višim temperaturama koje se dostižu u unutrašnjosti zvezde, sve teža i teža jezgra mogu da stupe u fuzione reakcije. Na temperaturi od 10⁹K (koja se javlja samo u jezgrima zvezda mnogo masivnijih od Sunca) dolazi do fuzije ugljenika u magnezijum: (sl. 7.3.a)

Međutim, zbog velikog broja protona u jezgrima težim od ugljenika, većeg broja protona, fuzija težih elemenata zahteva vrlo visoke temperature koje skoro da se i ne javljaju u zvezdama. Zbog toga teži elementi nastaju na drugi, lakši, način. Na primer, odbojna sila između dva jezgra ugljenika je tri puta veća nego odbojna sila između ugljenika i helijuma. Zbog toga se fuzija ugljenik-helijum odigrava na nižim temperaturama nego fuzija dva jezgra ugljenika. Na temperaturi većoj od 6x10⁸K, jezgro ugljenika-12 sudara se sa jezgrom helijuma-4 i dolazi do nuklearne reakcije u kojoj nastaje kiseonik-16: (sl. 7.3.b)

Ako postoje jezgra helijuma verovatnoća za odigravanje ove reakcije je mnogo veća nego za fuziju dva atoma ugljenika. Na temperaturi većoj od 1,2x10⁹K može doći do sudara dva jezgra kiseonika-16 i njihove fuzije u sumpor-32

ali i ovde je veća verovatnoća da jezgro kiseonika reaguje sa helijumom i pri tome nastane neon-20:

Kako zvezda stari teži elementi češće nastaju zahvatom helijuma nego fuzijom istih jezgara. Zbog toga što je fuzija sa jezgrom helijuma česta, elementi sa rednim brojem deljivim sa 4 su najrasprostranjeniji: ugljenik (12), kiseonik (16), neon (20), magnezijum (24), silicijum (28), itd. Upravo ovi elementi predstavljaju pikove na grafikonu rasprostranjenosti. Svaki od njih nastaje u posebnoj fazi evolucije zvezde fuzijom prethodnog člana niza i helijuma.

7.4 Neke komplikacije
Helijum nije jedini element koji može da učestvuje u fuzionim reakcijama sa drugim elementima. Kako broj različitih jezgara nagomilanih u jezgru raste povećava se i raznolikost mogućih fuzionih reakcija. U neki reakcijama dolazi do oslobadanja protona ili neutrona, a u drugim ove cestice ucestvuju kao reaktanti i bivaju apsorbovani od strane drugih jezgara. Na ovaj način nastaju hemijska jezgra koja se po masi nalaze između onih nastalih fuzijom helijuma. Laboratorijski eksperimenti pokazuju da jezgra kao što su fluor -19, natrijum -23, fosfor -31 i mnogo drugi nastaju upravo na ovakav način. Njihova rasprostranjenost velika kao rasprostranjenost onih elemenata koji nastaju u fuzionim reakcijama helijuma iz razloga što su one mnogo češće.

Kad se u jezgru zvezde pojavi silicijum -28 pored procesa zahvata helijuma i nastajanja težih elemenata javlja se i tendencija teških jezgara da se raspadnu na lakša. Uzrok tog raspada je toplota. Do tada temperatura u jezgru dostiže nezamislivih 3 x 10⁹K a gama zraci koji su posledica tako visoke temperature imaju dovoljno veliku energiju da pri sudaru razbiju jezgro na jezgra helijuma. Ovo je ranije opisani proces koji se naziva fotodisintegracija kod supernova tipa -II.

Usled velikog zagrevanja neka jezgra silicijuma bivaju razbijena na 7 jezgara helijuma (sl. 1 a). Neka od okolnih jezgra silicijuma, koja još nisu pretrpela fotodisintegraciju mogu da zahvate nastalo jezgro helijuma -4 i na taj način se formira još teže jezgro (sl. 1 b). Proces disintegracije ne samo da uništava stvorena jezgra silicijuma -28, već on omogućava nastanak težih jezgara. Na isti način proces se nastavlja i sa novonastalim težim jezgrima. Ovaj proces odigrava se u nekoliko etapa i kao krajnji produkt nastaje nikl -56:

Proces ovakvog nastanka hemijskih elemenata naziva se alfa proces (zbog toga što su jezgra helijuma ustvari alfa-čestice).

U trenutku nastanka nikla -56 nastaju novi problemi. Ovaj izotop nikla je nestabilan i brzo se raspada, prvo na kobalt-56 koji kasnije daje stabilno gvožđe -56. Jezgro gvožđa-56 je najstabilnije atomsko jezgro i zbog toga alfa proces dovodi do nastanka gvožđa i njegovog gomilanja u jezgru zvezde.

Jezgro gvožđa -56 sadrži 26 protona i 30 neutrona i ove čestice su povezane jače nego u bilo kom drugom atomskom jezgru. Kaže se da gvožđe -56 ima najveću energiju veze jezgra. Svako drugo jezgro koje ima manje ili više nukleona ima manju energiju veze. Posledica ovakve stabilnosti jezgra gvožđa je to što su elementi iz grupe gvožđa rasprostranjeniji u odnosu na neke lakše elemente.

Duboko u unutrašnjosti zvezde u kasnom stadijumu evolucije postoje vrlo povoljni uslovi za odigravanje procesa zahvata neutrona. Neutroni nastaju kao sporedni proizvodi u mnogim nuklearnim reakcijama i ih ima u izobilju iza reakcije sa gvožđem ili drugim elementima. Neutroni nemaju naelektrisanje i zbog toga ne postoje odbojne sile između njih i jezgra. Kako se sve više neutrona sudara sa jezgrom gvožđa, dolazi do stapanja i masa gvožđa raste.

Porast broja neutrona ne dovodi do nastanka drugog elementa već nastaje samo izotop veće mase. U jednom trenutku zbog velikog broja zahvaćenih neutrona jezgro postaje nestabilno i raspada se na jezgra nekih drugih elemenata. Na primer:

U ovom nizu reakcija gvožđe-56 zahvata neutron i nastaje relativno stabilno gvožđe-57 koje novim zahvatom neutrona prelazi u gvožđe-58 koje na isti način prelazi u gvožđe-59. Ovo poslednje jezgro je radioaktivno i raspada se na kobalt-59 koji je stabilan. Sada se proces zahvata neutrona nastavlja tako što nastaje novi izotop kobalta, koji je radioaktivan i raspada se na nikl-60, i tako dalje.

Za svaki uspešan zahvat neutrona potrebno je, u proseku, godinu dana i zbog toga nestabilna jezgra imaju dovoljno vremena da se raspadnu pre nego što se odigra novi zahvat. Naučnici ovaj proces obično nazivaju 'spor' zahvat neutrona, ili s-proces. Na ovaj način nastali su bakar i srebro od kojih se nekad pravio metalni novac, olovo u akumulatorima naših automobila i zlato.