Syntéza těžších prvků

Co se stane, když se všechen vodík v jádře hvězdy přemění na helium? Pro hvězdy s nejmenšími hmotnostmi (přibližně 1/10 hmotnosti Slunce) je to konec termonukleárních reakcí. Pro hvězdy podobné Slunci tvoří helium jejich jádro, ale kolem něj existuje i vodíková vrstva, v níž jsou podmínky vhodné k uskutečnění termonukleárních reakcí; vytváří se zde také helium, které klesá do jádra hvězdy, a tím zvyšuje jeho hustotu a teplotu. Když teplota dosáhne 100 000 000 K, podmínky vedou k zahájení heliových reakcí, při kterých se z jader helia vytvářejí uhlíková jádra a při vyšších teplotách se vytvářejí kyslíková jádra. Pro hvězdy s menší hmotností (jako je Slunce a hvězdy s mírně větší hmotností) je toto konec termonukleárních reakcí. Ale u nejhmotnějších hvězd fúzní reakce pokračují, dokud jejich jádro nebude ze železa. Během všech reakcí se uvolňuje zářivá energie dané hvězdy, ale na mnohem kratší dobu než u p-p a CNO cyklů.

Tvorba prvků těžších než železo (s protonovým číslem větším než 56) však vyžaduje absorpci značné energie během probíhajících reakcí. Proto mohou být takové prvky vytvářeny zejména tehdy, když dochází k výbuchu supernov.

Hlavními termonukleárními reakcemi v jádrech hvězd jsou:

■ ⦁ proces „spalování“ vodíku, který v závislosti na teplotě, je:

⦁ p-p cyklus – je to ten nejdůležitější mechanismus výroby energie pro hvězdy jako naše Slunce a hvězdy s menší hmotností, začíná při teplotě T = 4 000 000 K,

⦁ CNO cyklus – je účinný při hmotnějších hvězdách, začíná při teplotě T = 15 000 000 K, dominuje při teplotě T = 17 000 000 K

■ „hoření“ hélia – uskutečňuje se u starších hvězd,
■ syntéza těžších prvků a tvorba železa – platí pro nejhmotnější hvězdy,
■ syntéza prvků těžších než železo – při výbuchu supernov.