Углеродно-азотный цикл термоядерных реакций был впервые предложен Г. Бете в 1939 г.

Рис. 33 Схема ядерных превращений углеродно-азотного цикла.

Этот цикл предусматривает наличие углерода внутри звезд. Полная схема ядерных превращений приведена на рис. 33, а некоторые характеристики — в табл. 10. При наличии углерода и значительно более высоких температурах, чем при протон-протонном цикле, в недрах некоторых звезд может происходить реакция присоединения протона к ядру углерода с образованием изотопа азота N13:

1. С¹² + Н¹→ Ν¹³ + γ.

Продолжительность этой реакции 13 млн. лет. Ядро Ν¹³ неустойчиво, период его полураспада около 10 мин. Испуская позитрон, оно превращается в стабильный изотоп углерода С¹³:

2. N¹³ → C¹³ + e⁺ + ν.

Вследствие присоединения протона ядро С¹³ превращается в ядро азота Ν¹⁴, изотопа, который составляет основное количество азота в атмосфере Земли:

3. С¹³ + Η¹ → Ν¹⁴ + γ.

Продолжительность этой реакции составляет 2,7 млн. лет. Примерно через каждые 320 млн. лет ядро Ν¹⁴ захватывает протон и превращается в ядро радиоакивного изотопа кислорода О¹⁵:

4. Ν¹⁴ + Н¹ → О¹⁵ + γ.

Это ядро кислорода неустойчиво (период полураспада мин). Оно превращается путем позитронного распада. стабильный изотоп азота N¹⁵:

5. О¹⁵ → N¹⁵ + е⁺ ν.

Цикл завершается тем, что N¹⁵ захватывает протон и распадается на ядро С¹² (ядро, с которого начинается цикл реакций) и ядро гелия:

6. N¹⁵ + Н¹ → С¹² + Не⁴.

Таким образом, мы имеем циклическую реакцию, протекающую примерно за 337 млн. лет, в которой изо-гоп углерода С¹² является как бы катализатором, подобно катализаторам в обычных химических реакциях.

Многие реакции углеродно-азотного цикла исследованы в лабораторных условиях. Лучше других изучены реакции С¹²(ρ, γ)Ν¹³ и Ν^ι4(ρ, γ)0¹⁵. На рис. 34 приведены полученные В. Фаулером и другими зависимости сечения этих реакций от энергии протонов. Видно, что их сечения быстро увеличиваются с ростом энергии протонов. Например, сечение реакции С¹²(р, γ)Ν¹³ равно 3 X X 10^-34 см² для энергии 313 кэв и возрастает в 20 раз при энергии 358 кэв. Сечение этой реакции удалось определить даже при энергии протонов 80 кэв. Оно составляет 9 · 10^-9 мбарн. Это самое минимальное сечение, определенное в настоящее время в лабораторных условиях.

Следовательно, сечения реакций протон-протонного и особенно углеродно-азотного циклов увеличиваются с температурой, что приводит к резкому возрастанию скорости протекания реакций различных циклов и, следовательно, к увеличению скорости выделения энергии в них. На рис. 35 представлены кривые зависимости скорости выделения тепла обоих циклов от температуры при плотности вещества 100 г/см², весовых долях ядер водорода 0,8 и ядер углерода и азота 0,006. Видно, что углеродно-азотный цикл начинается только при температуре свыше 11 млн. град и выделение энергии в нем резко зависит от температуры вещества звезды. Например, при увеличении температуры от 14 до 20 млн. град оно возрастает более чем в тысячу раз. Из рисунка также видно, что обе кривые пересекаются в области примерно 16 млн. град, а это означает, что при данной температуре количество энергии, выделяемое при обоих циклах, одно и то же.

Если сравнить кривые рис. 35 с данными о светимости различных звезд, то станет ясно, что протон-про-тонный цикл должен доминировать для всех звезд с малой светимостью, расположенных в нижней правой части главной последовательности (см. рис. 15) и входящих в состав плоской составляющей галактик, подобных Млечному Пути. Температура в недрах этих звезд составляет менее 10 млн. град. Выше мы указывали, что таких галактик в Метагалактике сравнительно мало. Поэтому и число звезд, в которых протекает протон-протонный цикл, по-видимому, невелико. Значительно больше звезд, в которых наряду с этим циклом протекает и углеродно-азотный цикл. К таким звездам относятся и наше Солнце, и большинство звезд главной последовательности. В молодых горячих бело-голубых звездах, которые расположены в верхней левой части этой последовательности, протекает только углеродно-азотный цикл. Вычисления температуры звезд, обусловленной углеродно-азотным циклом, находятся в хорошем согласии с астрофизическими данными, о чем свидетельствуют данные табл. 11.

Общая продолжительность циклов превращения ядер водорода в гелий изменяется от 10⁵ до 10⁹ лет. Это самые длительные ядерные реакции, известные в настоящее время.

Рис. 34. Зависимость сечения реакций С¹²(р, γ)Ν¹³ (1) и N¹⁴(р, γ)Ο^ι5 (2) от энергии протонов.

Рис. 35. Зависимость скорости выделения тепла от температуры для протон-протонного (1) и углеродно-азотного (2) циклов.

Их продолжительность совпадает с возрастом нашей Галактики. В процессе протекания указанных ядерных реакций в центре звезды уменьшается содержание водорода и увеличивается содержание гелия.

Таблица 11

Сравнение расчетных данных углеродно-азотного цикла с данными наблюдений

Поэтому мы и наблюдаем звезды с различным отношением водорода к гелию. Мы уже указывали на значительные колебания в величинах отношения С¹³/С¹² для некоторых звезд. Это является астрофизическим доказательством протекания в них углеродно-азотного цикла, в котором образуется изотоп С¹³. В углероде на Земле содержится до 1 % этого изотопа, это указывает на то, что вещество Земли прошло через стадию указанного цикла.

На этой же стадии развития звезды, кроме углеродно-азотного цикла, возможно протекание других реакций, известных под названием неоново-натриевого цикла. Он полностью аналогичен вышеуказанному углеродно-азотному циклу:

Энергетическая мощность этого цикла невелика, но он имеет большое значение для образования тяжелых химических элементов.

По мере того как в центре звезды происходит постепенное преобразование водорода в гелий, изменяются и основные характеристики звезды — ее светимость и радиус. Причем скорость протекания этих процессов в значительной степени зависит от массы звезды. В звездах с большой массой за несколько десятков миллионов лет весь водород в центре превращается в гелий. Такие звезды очень быстро уменьшают свою массу. Например, звезды Вольф-Райе, о которых мы уже говорили, теряют в год около одной десятитысячной доли своей массы. Это происходит не только за счет тепла, выделяемого при ядерных реакциях, но и в результате непосредственного выбрасывания вещества звезды. По мере того как сравнительно быстро уменьшается масса звезды, а водород выгорает в ее центре, уменьшается и светимость звезды и вместе с этим снижается скорость ядерных реакций и процесса выброса вещества звезды; эволюционный процесс в звезде замедляется.