H-He fúzió

A csillagokban lejátszódó legfontosabb termonukleáris reakció a hidrogén átalakulása héliummá. Mai tudásunk szerint ez a folyamat ment végbe az ősrobbanást követő percekben is (primordiális nukleoszintézis), ennek hatására jött létre az Univerzum héliumtartalmának nagy része.

A H-He fúzió egyszerűbb formája a proton-proton ciklus. Ez három fő lépésből áll:

$^1$H + $^1$H	$\rightarrow$	$^2$H + $e^+$ + $\nu$
$^2$H + $^1$H	$\rightarrow$	$^3$He + $\gamma$
$^3$He + $^3$He	$\rightarrow$	$^4$He + $^1$H + $^1$H

Egy teljes ciklus által termelt energia kb. 26,2 MeV. A reakció kulcsmomentuma az első lépés: két proton ütközése egy deuteront kelt. Az ehhez szükséges $\beta$-bomlás lassúsága miatt ez a folyamat rendkívül valószínűtlen, csakis azért játszódik le a csillagokban, mert a magban a H-sűrűség igen nagy. A p-p ütközés nemrezonáns folyamat, hatáskeresztmetszetét az (1.60)-hez hasonló képlet írja le. (1.54) felhasználásával a protonok pusztulásának karakterisztikus idejére $\tau \approx 10^9$ év adódik, ez összemérhető a csillag teljes nukleáris időskálájával. A p-p reakció lassúsága tehát a H-He fúzió teljes energiahozamát meghatározza.

A p-p ciklus hőmérsékletfüggésének kitevője $\nu_{\rm pp} = 11,27/T_6^{1/3} - 2/3$, ahol $T_6$ a hőmérséklet $10^6$ K egységekben. $10^6$ K-re $\nu =$10,6, $3 \cdot 10^7$ K-re $\nu=3$,0 adódik. Látható, hogy a hőmérséklet emelkedésével a reakció energiahozama a hőmérséklet egyre csökkenő hatványával írható le, az energiakeltési ráta ellaposodik (1.6. ábra).

1.6. Ábra: Az egyes magreakciós folyamatok energiatermelési rátáinak hőmérsékletfüggése

A H-He fúzió más módon is végbemehet. Szén-, nitrogén- és oxigénmagok katalizálhatják a reakciót az alábbi módon (CNO-ciklus):

$^{12}$C + $^1$H	$\rightarrow$	$^{13}$N + $\gamma$	$\rightarrow$	$^{13}$C + $e^+$ + $\nu$
$^{13}$C + $^1$H	$\rightarrow$	$^{14}$N + $\gamma$
$^{14}$N + $^1$H	$\rightarrow$	$^{15}$O + $\gamma$	$\rightarrow$	$^{15}$N + $e^+$ + $\nu$
$^{15}$N + $^1$H	$\rightarrow$	$^{12}$C + $^4$He

A folyamat során felszabaduló energia kb. 25,0 MeV, kicsivel kevesebb, mint a p-p ciklusé. A kétszer akkora neutrínóemisszió miatt az energiaveszteség is nagyobb. A CNO-ciklus szintén nemrezonáns jellegű folyamat, azonban hőmérsékletfüggése erősebb, mint a p-p ciklusé: $\nu_{\rm CNO} = 50,8/T_6^{1/3} - 2/3$. Ebből $10^6$ K-re $\nu = 50,1$, $3 \cdot 10^7$ K-re $\nu=15,7$ adódik. Az 1.6. ábrán látható, hogy emelkedő hőmérsékletnél a CNO-ciklus energiakeltési rátája kevésbé laposodik el, meredekebben emelkedik, mint a p-p ciklusé. A Napban keletkező teljes energia kb. 10%-át termeli a CNO-ciklus, azonban egy 3 $M_{\odot }$-nél nagyobb tömegű csillagban az energia szinte kizárólag CNO-ciklussal keletkezik.