Акреційний диск

Протони можуть бути перетворені в ядра гелію за допомогою трьох різних гілок протон-протонного циклу. Якщо у реакції беруть участь лише протони, виконується гілка РРІ:

• ${\displaystyle {}^{1}H+{}^{1}H\longrightarrow D+\beta ^{+}+\nu }$
• ${\displaystyle D+{}^{1}H\longrightarrow {}^{3}He+\gamma }$
• ${\displaystyle {}^{3}He+{}^{3}He\longrightarrow {}^{4}He+2{}^{1}H}$

Тут основною реакцією перетворення гелію є третя, але коли в речовині наявний ${\displaystyle {}^{4}He}$, то ${\displaystyle {}^{7}Be}$ утворюється через ${\displaystyle {}^{3}He+{}^{4}He\longrightarrow \gamma +{}^{7}Be}$. Залежності від того, що далі відбувається з берилієм, виділяють ще дві гілки РР-циклу:

• ${\displaystyle {}^{3}He+{}^{4}He\longrightarrow {}^{7}Be+\gamma }$
• ${\displaystyle {}^{7}Be+\beta ^{-}\longrightarrow {}^{7}Li+\nu }$
• ${\displaystyle {}^{7}Li+{}^{1}H\longrightarrow {}^{4}He+{}^{4}He}$

• ${\displaystyle {}^{3}He+{}^{4}He\longrightarrow {}^{7}Be+\gamma }$
• ${\displaystyle {}^{7}Li+{}^{1}H\longrightarrow {}^{8}Be+\gamma }$
• ${\displaystyle {}^{8}B\longrightarrow {}^{8}Be+\beta ^{+}+\nu }$
• ${\displaystyle {}^{8}Be\longrightarrow 2{}^{4}He}$

У зорях, де температура становить ~ ${\displaystyle 10^{7}}$ К, а масштаб часу існування ~ ${\displaystyle 10^{10}}$ років, цикли PP можуть бути ефективним способом спалювання водню. Однак це не стосується дисків. Якщо температура диска висока, CNO домінує над реакціями PP. Якщо температура низька (~ 0,03 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K), то попри те, що PP-цикл мав би домінувати, його внесок у «спалення» водню лишається незначним, оскільки час перебування водню в диску є значно меншим за часові масштаби його участі в реакціях.

За участі в ядерних реакціях певної кількості вуглецю (який також може утворюватися за допомогою потрійної альфа-реакції, тобто ${\displaystyle {}^{4}He(\alpha ,\gamma ){}^{8}Be(\alpha ,\gamma ){}^{12}C}$), ядер азоту та кисню, перетворення водню в гелій відбувається ефективніше. CNO цикл працює наступним чином:

${\displaystyle {}^{12}C(p,\gamma ){}^{13}N(\beta ^{+},\nu ){}^{13}C(p,\gamma ){}^{14}N(p,\gamma ){}^{15}O(\beta ^{+},\nu ){}^{15}N(p,\alpha ){}^{12}C}$

При цьому температура може бути 0,02 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K. За таких умов CNO-цикл обмежений швидкістю захоплення протона атомами ${\displaystyle {}^{14}N}$. Часова шкала спалювання водню за цим циклом порівнянна з часом перебування залучених у нього елементів в диску. Коли T ≥ 0,3 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K, захоплення протона для ${\displaystyle {}^{13}N}$ конкурує з розпадом позитрона, і цикл CNO перетворюється на цикл гарячого CNO. Основні реакції в цьому циклі HCNO. Завершальною реакцією в ньому є:

${\displaystyle {}^{12}C(p,\gamma ){}^{13}N(p,\gamma ){}^{14}O(\beta ^{+},\nu ){}^{14}N(p,\gamma ){}^{15}O(p,\nu ){}^{15}N(p,\alpha ){}^{12}C}$

Цикл HCNO діє в температурному діапазоні 0,3 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K > T > 0,5 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K.

Вищевказане значення враховує енергію, яку захоплюють два нейтрино, що викидаються під час розпадів позитрона ${\displaystyle {}^{14}O}$ та ${\displaystyle {}^{15}O}$.

Коли початкова кількість ${\displaystyle {}^{16}O}$ є значною, відбувається продукування ${\displaystyle {}^{14}N}$ наступним чином: ${\displaystyle {}^{16}O(p,\gamma ){}^{17}F(\beta ^{+},\nu ){}^{17}O(p,\alpha ){}^{14}N}$.

Цей процес триває, поки «спалення» ${\displaystyle {}^{16}O}$ не врівноважується реакцією ${\displaystyle {}^{15}N(p,\gamma ){}^{16}O}$.

При більш високих температурах (T > 0,1 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K) ${\displaystyle {}^{17}O}$ може йти наступним шляхом: ${\displaystyle {}^{17}O(p,\gamma ){}^{18}F(p,\alpha ){}^{15}O}$.

При температурі вище T > 0,5 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K реакція ${\displaystyle {}^{14}O(\alpha ,p){}^{17}F}$ починає конкурувати з розпадом позитрона. Шкала часу спалювання водню циклу HCNO обмежена періодом напіврозпаду ${\displaystyle {}^{15}O}$, який порівняний з часом перебування цього атома у акреційному диску. Тобто, цикли CNO і HCNO є важливими механізмами перетворення водню в гелій в дисках. Якщо температура не набагато вище 0,3 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K, тоді не передбачається, що під час прискорення утворюються важчі елементи у великих кількостях.

Врешті-решт ланцюжки перетворень приводять до утворення неону та заліза:

${\displaystyle {}^{14}O(\alpha ,p){}^{17}F(p,\gamma ){}^{18}Ne(\beta ^{+},\nu ){}^{18}F(p,\alpha ){}^{15}O}$

За температур, вищих за 0,5 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K почнуть конкурувати між собою по ефективності CNO-цикл та альфа-захоплення ${\displaystyle {}^{15}O}$. Таким чином, отриманий захопленням електрона ${\displaystyle {}^{19}Ne}$ захоплює протони, і внаслідок цього формуються більш важкі елементи. У збагаченому протонами середовищі акреційного диска, для заданого нейтронного числа ядра будуть продовжувати захоплювати протони доти, поки не почне домінувати позитронний розпад. Це явище відоме як rp-процес і, ймовірно, є одним із основних ядерних процесів у гарячих акреційних дисках. Через низьку температуру всередині зорі під час спалювання водню протікання циклу CNO неможливе; через це важчі ядерні елементи не формуються на ранніх стадіях еволюції.

Потрійна α-реакція також важлива для температур T ≥ 0,1· ${\displaystyle 10^{9}}$ K. Вона надає паливо для «горіння» гідрогену та гелію через CNO-цикл та утворення більш важких елементів. У досить гарячих дисках гелій може бути утворений значною мірою саме через потрійну α-реакцію. Інші основні процеси, а саме спалювання вуглецю, неону та кисню, які є важливими для зір, також можуть відбуватися в дисках.

У збагаченому протонами середовищі rp-процес може переробляти елементи у важчі шляхом захоплення протонів та розпаду позитрона. Через 3α-реакції, «горіння» гелію може перейти в «альфа-процес». За наявності великої кількості гелію ці реакції виробляють важкі елементи, атомна маса яких кратна 4, наприклад:

${\displaystyle {}^{12}C(a,\gamma ){}^{16}0(\alpha ,\gamma ){}^{20}Ne(\alpha ,\gamma ){}^{24}Mg(\alpha ,\gamma ){}^{28}Si(\alpha ,\gamma ){}^{32}S(\alpha ,\gamma ){}^{36}Ar(\alpha ,\gamma )}$ — і так далі аж до ${\displaystyle {}^{56}Ni}$.

Елементи, що перевищують ${\displaystyle {}^{40}Ca}$, є нестабільними та зазнають бета-розпаду з утворенням позитрона. Таким чином ${\displaystyle {}^{56}Ni}$, нарешті, стає ${\displaystyle {}^{56}Fe}$ через захоплення двох електронів.

При ще більш високій температурі T ≈ 5-15 · ${\displaystyle 10^{9}}$ K важкі ядра будуть дисоціювати. Фотодисоціація ${\displaystyle {}^{56}Ni}$ може бути представлена схематично як:

${\displaystyle {}^{56}Ni\longrightarrow 14\alpha }$

Дисоціації ${\displaystyle {}^{56}Fe}$ відповідатиме схема:

${\displaystyle {}^{56}Fe\longrightarrow 13\alpha +4n}$.

Оскільки залізо дисоціює на α-частинки, то вони, в свою чергу, дисоціюють на нейтрони та протони.

${\displaystyle {}^{4}He+\gamma \longrightarrow 2n+2p}$

Наразі незрозуміло, чи досягають у акреційних дисках такі високі температури. Однак якщо в'язкість речовини достатньо низька, такий розпад може мати відбуватися.