Az elemek keletkezése II.

Az első részben megismertük az elemek gyakoriságáról összegyűjtött tapasztalati anyagot és az ebben felismerhető szabályszerűségeket. Láttuk, hogy valószínűleg a csillagok belseje az a "kohó", amelyben az elemek kialakulnak. Vázoltuk röviden azt a képet, amit az asztrofizika a csillagok belső szerkezetéről és fejlődéséről nyújt. Meg kell még ismerkednünk az elemeket létrehozó magreakciók főbb tulajdonságaival. Ezután fő problémánk felé fordulhatunk: hogyan alakul a legegyszerűbb anyag, a hidrogén, a világot alkotó mintegy száz elem több, mint 300 különféle izotópjává?

Magreakciók bekövetkezésének legelső feltétele, hogy a két kölcsönhatásba lépő mag vagy mag-részecske közel jusson egymáshoz. Olyan közel, hogy a néhányszor 10^-13cm hatótávolságú magerők működésbe léphessenek.

Ha töltött részecskék lépnek reakcióba egymással, valami módon nagy energiához kell juttatni őket, hogy legyőzhessék az elektromos taszítóerőt. Ha neutronok vagy gamma-kvantumok hoznak létre reakciókat, ilyen probléma nincs. Vizsgáljuk először azt az esetet, amikor töltött részecskék (protonok, alfa-részek, deuteronok vagy más atommagok) lépnek reakcióba.

Ilyenkor tehát a bombázó részecskének át kell törnie a Coulomb-potenciál alkotta gátat. A Coulomb-gát magassága azonban pl. két proton találkozása esetén nagyságrendileg 1 MeV. Nézzük meg, hogy a csillagok belsejében lehet-e ekkora energiája a protonoknak. A csillagot alkotó gáz részecskéinek, nagy hőmérsékletük miatt, jelentős kinetikus energiájuk van. Ha atommagok a gáz nagy hőmérséklete miatt jutnak a reakció megindulásához szükséges energiához, termonukleáris reakcióról beszélünk.

Milyen hőmérsékleten indulnak meg a termonukleáris reakciók? A T hőmérsékletű gáz atomjainak átlagos kinetikus energiája  Boltzmann-állandó értéke 8,6·10^-11 MeV/fok. Ahhoz, hogy a gáz részecskéinek átlagos energiája elérje az 1 MeV-ot, a gázt mintegy 100 milliárd fokra kellene felmelegíteni. Ilyen nagy hőmérséklet még egészen különleges csillagokban sincs, a főágbeli csillagok belsejében pedig, mint láttuk, mindössze néhány millió fok van. Így a potenciál-fal legyőzésében csak az alagút-effektus segíthet. A kvantummechanika szerint a potenciálfal magasságánál kisebb energiával is átjuthat a részecske a falon, mintegy alagúton átbújva, csak nagyon kis valószínűséggel. Az átjutás valószínűsége közelítően így függ a fal magasságától és a részecske energiájától:

Ha E sokkal kisebb E₀-nál, az átjutás valószínűsége nagyon kicsi, α a részecske tömegével nő, tehát nehezebb részecske kisebb valószínűséggel jut át.

A termonukleáris reakciók hatáskeresztmetszete még más tényezőktől is függ, de az energia növelésekor hasonlóan nő, mint a fenti áthatolási valószínűség¹ 2. rajz).

A csillagok belsejének hőmérsékletén tehát az átlagos energiájú részecskék közül igen-igen kevés léphet reakcióba. A részecskék energiája azonban Maxvell-elosztású, tehát vannak - kis számban - az átlagosnál jóval nagyobb energiájúak is. Ezek már könnyebben áthatolnak a potenciálfalon. A részletesebb vizsgálat azt mutatja, hogy lényegében csak az átlagosnál 5-25-ször nagyobb energiájú részecskék hoznak létre reakciókat. Nevezzük ezek energiáját reakció-energiának. A szorzó pontos értéke a részecske-fajtától függ. Kisebb energián a hatáskeresztmetszet kicsisége, nagyobb energián a részecskék kis száma miatt kevés reakció jön létre.

A 10 millió fokos gáz részecskéinek átlagos kinetikus energiája kb. 1 keV. Hidrogén esetén a reakció-energia szorzója 5, vagyis 10 millió fokos gáz esetén a hatáskeresztmetszet 5 keV-re érvényes értékével kell számolni. Azonban még ilyen energián is igen kicsi a hatáskeresztmetszet, olyan kicsi, hogy laboratóriumban szinte megfigyelhetetlenek a reakciók. Csak elméletileg számítható ki a reakciók száma.

A nagy hőmérséklethez tartozó kis reakcióenergia és a vele együtt kicsi hatáskeresztmetszet a magyarázata a csillagok - földi értelemben véve - roppant lassú fejlődésének. Az I. részben említettük, hogy a nagyobb, belül jobban felmelegedő csillagok gyorsabban fejlődnek. Most már ennek az okát is látjuk.

A termonukleáris reakció elnevezés csak a részecskék gyorsításának módjára utal. A reakciótermékek a legkülönbözőbbek lehetnek. Előfordulhat, hogy a bombázó részecskét, pl. protont, a mag elnyeli és nem repül ki semmilyen nehéz részecske, csak egy gamma-kvantum. Ilyenkor proton-befogásról beszélünk. Proton-befogáskor a mag rendszáma is, atomsúlya is eggyel nő. Más esetekben a bemenő proton hatására kirepül a magból egy neutron vagy egy alfa-rész. Ezt így jelöljük:

A zárójelben elől áll a bombázó részecske, hátul az, ami kirepül. Ha azt is fel akarjuk tüntetni, hogy milyen magon ment végbe, azt a zárójel elé, a reakció termékét pedig mögé írjuk:

Ezt a reakciót így is írhatjuk:

A csillagokban lezajló reakciók másik nagy csoportja neutronok hatására jön létre. Ezek a legkülönbözőbbek lehetnek, pl.: (n, p), (n, α) reakciók. Számunkra a neutron-befogás a legfontosabb, amikor csak egy gamma-kvantum jön ki a magból: (n, γ). Ilyenkor a reakció terméke ugyanazon elem eggyel nagyobb tömegszámú izotópja.

A neutronok reakcióba tudnak lépni a maggal, bármilyen kicsi az energiájuk, mert nem kell legyőzniük a Coulomb-tanítást. A gamma-kvantumokat sem taszítja a magok elektromos tere, mégis, csak akkor tudnak reakciót létrehozni, ha energiájuk 7-8 MeV felett van. Így csak igen forró csillagokban van szerepük.

Foglalkozzunk először a tiszta hidrogénből kondenzálódott csillagokkal. Az összehúzódó gáztömeg egyre jobban felmelegszik, és, ha elég nagy tömeg állt össze csillaggá, elérheti a 6-8 millió fokos hőmérsékletet is. Ezen a hőmérsékleten indul meg jelentősebb mértékben az egyetlen lehetséges magreakció, két proton deuteronná kapcsolódása, pozitron és neutrino kibocsátása közben:

E reakció még az egyéb termonukleáris reakciókhoz viszonyítva is lassú, annak ellenére, hogy a Coulomb-gát itt a legalacsonyabb. A lassúság oka az, hogy közben egy proton neutronná kell alakuljon. Ezt a folyamatot, a pozitron-bomlást, a gyenge kölcsönhatás hozza létre, amit éppen azért neveznek gyengének, mert kevésbé hatékony, mint a magerők-létrehozta erős kölcsönhatások.

Az első reakció máris új magot hozott létre: deuteront, ezen kívül energiát is termelt. A termelt energia a bal és jobboldali részecskék tömegének a különbségéből számítható ki:

Ehhez még hozzá kell számítani a pozitron elektronnal történő szétsugárzásakor felszabaduló 1,02 MeV energiát, így az összes energiatermelés 1,44 MeV reakciónként. A felszabaduló hő egy részét a deuteron viszi el kinetikus energia formájában, ez a rész a csillag anyagát melegíti. Ugyancsak a hőmérsékletet emelik a pozitron szétsugárzásakor keletkező fotonok is. Az energia másik részét a neutrinó viszi el. Mivel azonban a neutrinó igen gyengén lép kölcsönhatásba az anyaggal, kiszökik a csillagból, anélkül, hogy energiájából valamit is leadott volna. A veszteség ennél a reakciónál 0,26 MeV, tehát az összes termelt energia 18%-a!

Vezessük be a reakciók sebességének a jellemzésére az átlagos reakció-időt, a magok - reakcióban való átalakulásukig számított - átlagos élettartamát. Ez a fogalom analóg a rádioaktív bomlásoknál a bomló magok átlagos élettartamával. Az átlagos reakció-idő - ami természetesen függ a hőmérséklettől és a gáz sűrűségétől - nagyságrendileg megegyezik azzal az idővel, ami alatt a magok felét "elfogyasztja" a reakció. A p + p reakció átlagos retakció-ideje, átlagos méretű csillag belsejében, 14 milliárd év! Ezért nem fogyott még el a Világegyetemet kezdetben alkotó hidrogén. Hiszen, mai tudásunk szerint, a Világegyetem kora - jelenlegi formájában - "mindössze" 5 milliárd év körül van.

Az (1) reakciót, két proton közvetlen egyesülését deuteronná, laboratóriumban még nagyobb energián sem lehet kimutatni, annyira kicsi a hatáskeresztmetszete (1 MeV-on kb. 10⁴⁷ cm²!). Számítani azonban jól lehet, mert a kéttest-kölcsönhatásokat és a béta-bomlást viszonylag jól ismerjük.

Hogyan folytatódik a hidrogén "elégése"?

Az (1) reakcióban keletkező deuteron nagyon szívesen reakcióba lép a protonokkal:

(A deuteronok egymással még szívesebben reakcióba lépnének, de két deuteron találkozásának - a sok proton között - nagyon kicsi a valószínűsége.) Ez a reakció igen gyors - nincs benne béta-bomlás, a Coulomb-gát is alacsony -, az átlagos reakció-idő mindössze 6 másodperc. A keletkező deutérium tehát gyakorlatilag rögtön eltűnik. Éppen ezért külön magyarázatot kell majd keresnünk arra, hogy miért van mégis deutérium a világon.

A keletkezett He³ protonokkal nem lép reakcióba, hiszen a reakció-termék csak Li³ vagy Li⁴ lehetne, ezek pedig annyira instabilak, hogy még átmenetileg sem jönnek létre szívesen. Az egyetlen lehetőség, hogy két He³ találkozásakor

reakció menjen végbe. Természetesen ilyen találkozás ritkán következhet be. Átlagos körülmények között 1 millió év a reakcióidő. Az (1) - (2) reakciónak kétszer kell végbemennie, hogy a (3) egyszer bekövetkezhessen. A mérleg tehát, figyelembe véve, hogy a (3) reakció során 2 protont visszanyerünk,

Lényegében tehát az történt, hogy 4 protona héliummá, alfa-résszé "égett el", és felszabadult az alfa-rész kötési energiája.

Ezt a reakció-láncot, amit SALPETER állított össze, p - p-reakció-láncnak nevezzük. A tiszta hidrogénből álló csillagokban nincs is más "hidrogént-égető" folyamat. Láttuk azonban az I. részben, hogy a később keletkező csillagok már kezdettől tartalmaznak nehezebb elemeket is. A korai csillagokban felépülő nehezebb elemek a csillagközi térbe jutnak, elkeverednek a hidrogénnel és ebből a keverékből kondenzálódnak a későbbi, második generációs csillagok. Nézzük meg, ezekben milyen más reakciók mehetnek végbe és hogyan módosul az egyszerű SALPETER-reakciólánc.

A deutérium már a gravitációs kontrakció korai szakaszában reakcióba tud lépni a hidrogénnel, 1 millió foknál megindul a (2) reakció, és gyorsan el is fogyasztja a deutériumot. Hasonlóan "elég" hidrogénnel a Li, Be és a B is. 3 millió fokon indul meg a Li⁶ (p, α) He³ és a Li⁷ (p, α) He⁴ reakció, 4 millión gyullad be a Be⁹, 6-7 milliónál a Be¹⁰ és Be¹¹, 7-8 millió között a B^l0 és B¹¹.

Mire a csillag eléri a 10 millió fokos középponti hőmérsékletet, nincs benne D, Li, Be és B. De lehet benne He⁴ és lehet benne C¹². Ezek lényegesen befolyásolhatják a hidrogén égését. Nézzük először, hogy a p - p lánc hogyan módosulhat. Ha már eleve van He⁴ a csillag anyagában, a (3) reakció helyett így is folytatódhat a reakciólánc:

Itt újra elágazhat a folyamat, elektron- vagy proton-befogás következhet:

A (4) reakció gyakorisága elérheti, sőt meg is haladhatja a (3)-ét, ha elég sok hélium van a csillagban és a hőmérséklet nagyobb, mint 14-15 millió fok. 15 millió körül az (5), 16-17 milliónál a (6) a gyakoribb folytatás.

Még nagyobb hőmérsékleten, 17 millió fok felett a második generációs csillagokban egy újabb folyamat válik egyre jelentősebbé. Ez az ismert BETHE-WEIZSÄCKER-féle szén-ciklus, ami következő reakciókból áll:

Miért éppen így zajlik le a ciklus? Nézzük meg a 3. rajzot. A (6 protonból, 6 neutronból) álló C¹² befog egy protont, ezzel proton-fölöslege lesz. (A könnyű magoknál azok az izotópok a legstabilabbak, amelyekben a protonok és neutronok száma egyenlő. Ha ettől a "stabilitási vonaltól" eltérünk, a mag igyekszik visszajutni oda.) A proton-fölöslegtől pozitron-emisszióval lehet megszabadulni, ez tehát a körvetkező lépés. Most újra proton-befogás következik, ez azonban stabil magot eredményez, újabb proton-befogás, majd pozitron-bomlás jön. A N¹⁵-nél 10⁴: 1 arányú elágazás van. A N¹⁵ befoghat egy protont, mint a C¹³ vagy a N¹⁴. Ez azonban csak minden tízezredik esetben következik be. Ugyanis a He⁴ viszonylag nagy kötési energiája. miatt sokkal több energia szabadul fel, ha kilép a magból egy alfa-részecske. Ekkor azonban C^l2 mag marad vissza, vagyis visszajutottunk a kiinduláshoz. A szénre csak mint "katalizátorra" van szükség, az elágazástól eltekintve a szén nem fogy.

A szén-ciklus mérlege, ha az elágazást nem vesszük figyelembe:

Az energiába a neutrinók által elvitt 1, 7 MeV (6%) nincs beleszámítva. Lényegében itt is 4 proton alfa-résszé alakulása történt. Vagyis akármilyen módon "ég el" a hidrogén, végül hélium lesz belőle. A hélium pedig, nagyfokú stabilitása miatt, nehezen alakul tovább. Látjuk máris, miért van a nehéz elemekhez viszonyítva nagyon sok hélium a Világegyetemben. A szénciklus leglassúbb folyamata a C¹² + p (10 millió év) és a N¹⁴ + p (320 millió év) reakció. A C¹³ nem annyira stabil, mint a C¹², hamarabb befog egy protont, 10⁶ év az átlagos reakcióideje.

A N¹⁵ + p = O¹⁶ + γ reakció fogyasztja, a szenet az oxigén javára. A Napban ez nem jelentős, mert, mint a fenti reakció-időkből látható, a Nap eddigi élete (4,5 milliárd év) folyamán mindössze 14 teljes ciklust ment végbe. De a nagy tömegű csillagokban, főleg ha, kevés bennük a szén a hidrogénhez képest, jelentős összetétel-változást okozhat.

A szén-ciklus reakcióinak hatáskeresztmetszetéről már vannak kísérleti adatok is. Az ilyen kísérletek nehézségét mutatja, hogy pl. a N¹⁴ + p = O¹⁵ + γ reakció kiméréséhez 100 keV-es, de 1 A-nyi proton-áramot adó lineáris gyorsítót kellett használni. (A "közönséges" magfizikai méréseket 10^-6 - 10^-4 A-es ionárammal szokás végezni!)

A mi Napunk középponti hőmérséklete, a legújabb vizsgáltok szerint, nem nagyobb 15-16 millió foknál. Ilyen hőmérsékleten és a Nap középpontjában uralkodó nyomáson a p - p-ciklus dominál. Mivel a Napban van elég hélium, a p - p-lánc (4)-en átmenő ága látszik valószínűnek. De hogy a (4) reakció után az (5) vagy a (6) a folytatás, azt elméletileg nem lehet biztonsággal eldönteni. Ha 15 millió fok a középponti hőmérséklet, akkor az elektron-befogás, ha 16, a Be⁷ + p reakció a valószínűbb. De vajjon nem tudjuk-e mérésekkel eldönteni, hogy melyik az igaz? Nem lehet-e valamilyen módon "benézni" a Nap közepébe? Mostanáig úgy látszott, hogy nem. Legújabban azonban MARX GYörgy megmutatta,² hogy a kibocsátott neutrino-sugárzás vizsgálatával el lehet dönteni nemcsak azt, hogy vajon (5) vagy (6) a helyes folytatás, hanem azt is, hogy milyen a szénciklus és a p - p lánc aránya. Ugyanis a különböző folyamatokban keletkező neutrinóknak más és más a maximális energiája. Bár a neutrinók nagyon gyengén lépnek kölcsönhatásba az anyaggal, a mai kísérleti technika már lehetővé teszi detektálásukat. Ha sikerül a hozzánk érkező neutrinók energiáját is meghatározni, közvetlenül észlelhetjük majd a Nap belsejének állapotát.

A Napról azért már ma is elég sokat tudunk. A Nap és a hozzá hasonló főág-beli csillagok szerkezete viszonylag egyszerű. Kevés és jól ismert magreakció megy végbe bennük, ezért számítással jól követhető fejlődésük. Ilyen számításokból tudjuh, hogy a Nap H-tartalma eredetileg, a főágba érkezéskor, mintegy 80% volt, most 30%. A középponti hőmérséklet a kezdeti 13 millió fokról 15-16 millió fokra, a középponti sűrűség 90 g/cm³-ről 130-180 g/cm³-re emelkedett. A kisugárzott energia is növekedett az idők folyamán. 2 milliárd évvel ezelőtt még csak annyit sugárzott a Nap, hogy a Föld átlagos hőmérséklete 0 C° volt! Tehát magfizikai meggondolások alapján kijelenthetjük, hogy a földi élet nem lehet 2 milliárd évnél idősebb. (A Föld 4-4,5 milliárd éves.)

Az eddig megbeszélteken kívül más magok is "elégnek" a hidrogénnel, ha elég nagy a csillag hőmérséklete. Pl. 50-60 millió fokon O¹⁶ + p = F¹⁷, F¹⁷ = O¹⁷ + e⁺ + γ, O¹⁷ + p = N¹⁷ + α stb. reakciók mehetnek végbe. Ezeknek azonban, kis számban való bekövetkezésük miatt, sem a csillag fejlődésében, sem az elemek kialakulásában nincs lényeges szerepük ebben a szakaszban.

Az összes többi reakció, mint fentebb láttuk, végeredményben héliummá alakítja a hidrogént. Mégis azt kell mondanunk, hogy más magokat is létrehoznak. Gondoljuk meg: amikor elfogy a hidrogén, és ezért leáll a hidrogén égése,  p- p lánc és a szén-ciklus minden tagja jelen van. Mégpedig annál nagyobb gyakoriságban, mennél hosszabb az őt átalakító reakció átlagos ideje. A gyakoriság, a tapasztalat szerint, megfelel ennek a meggondolásnak. Ez az elmélet erős bizonyítéka.

A hidrogén égése néhány milliárd évig tart. Ezalatt a csillag a H-R diagramm főágában van. A hidrogén elfogyása után, mint az I. részben láttuk, gravitációs kontrakció és ennek következtében a középponti hőmérséklet erős emelkedése következik.

Ha a hidrogén elfogyását követő kontrakció után a középponti hőmérséklet eléri a 100 millió fokot, a sűrűség pedig a 10⁵ g/cm³-t, az eddig közömbös hélium-magok reakcióba lépnek egymással,

reakció indul meg. Azonban a berillium-8, a hélium nagy kötési energiája miatt, nem stabil. Mintegy l0^-15 másodperc alatt szétesik újra két hélium-magra. Ezért a reakciót inkább így kell írni:

Egy kis ideig azért mégis csak "él" a Be⁸-mag. Nagy hőmérsékleten előfordulhat, hogy még elbomlása előtt ütközik egy újabb He⁴-gyel és végbemegy a

reakció. A C¹² már stabil mag. Ha a hőmérséklet elég nagy, befoghat alfa-részeket. Ilyen módon felépül az O¹⁶, Ne²⁰ és Mg²⁴. Ezeket "alfa-magoknak" nevezhetnénk, hiszen éppen 3, 4, 5 vagy 6 alfa-részből összetettnek tekinthetjük őket.

Miért csupa ilyen mag jön létre ebben a folyamatban? Ennek az a magyarázata, hogy ezeknek nagy a kötési energiájuk a szomszédaikéhoz képest. Mármost igaz ugyan, hogy a hélium égése jóval nagyobb hőmérsékleten zajlik le, mint a hidrogéné de, magfizikai szempontból, még itt is kicsi az átlagos energia. A termonukleáris reakció-energia mindössze 200-300 keV. Ezért csak a sok energiát felszabadító, (nagy kötési energiájú magra vezető) reakciók mennek végbe. A Mg²⁴ az utolsó, ami létrejön, mert a következő "alfa-mag", a Si²⁸ kialakulásához már nincs elég energia.

Meg kell említenünk, hogy a C¹² kialakulása nem csak a fent leírt módon mehet végbe. A nagy nyomás és a nagy hőmérséklet miatt elég gyakori három alfarész összeütközése is. Ilyenkor a három részecske egyszerre, közvetlenül C¹²-vé kapcsolódhat össze. Egyes szerzők szerint e folyamat valószínűsége még nagyobb, mint a Be⁸-on keresztül történő kialakulásé.

Milyen a C¹², O¹⁶, Ne²⁰ és Mg²⁴ aránya? Amelyik mag (α, γ)-hatáskeresztmetszete nagyobb, abból gyorsabban épül fel a következő, amelyiké kisebb, abból lassabban. Ilyen módon a hatáskeresztmetszetekből ki lehet számolni az elemek arányát. Az eredmény meglepően egyezik a tapasztalati gyakorisággal!

Mintegy 10⁷ év alatt minden He elfogy a csillag magjából. Hogy ezután mi történik a csillaggal, attól függ, hogy mekkora a tömege. Ha kicsi: az energia-termelés leállását követő gravitációs kontrakció nem tudja annyira felmelegíteni a középső részt, hogy újabb reakciók indulhassanak meg. Arra elég csak a felmelegedés, hogy a csillag külsőbb részeit ledobja. A hélium "égéstermékei" így a csillag-közi térbe jutnak. Nagy csillagban sok energia szabadul fel, a középponti hőmérséklet eléri az 1-3 milliárd fokot is. Ezen a hőfokon a hőmérsékleti sugárzás fotonjai között már nagy energiájúak is vannak. Olyan nagy energiájúak, hogy magreakciókat hoznak létre:

Az így keletkező alfa-részecskék energiája elég nagy ahhoz, hogy nehezebb magokkal is reakcióba lépjenek:

Ezeket nevezzük alfa-reakcióknak. Ilyen módon kialakul a Si²⁸, S³², A³⁶, Ca⁴⁰, esetleg a Ca⁴⁴ és Ti⁴⁸ is.

Az O¹⁶ - Mg²⁴ termonukleáris reakciók révén alakult ki. A forró hélium-gáz magjai épültek be nehezebb magokba. Si²⁸ - Ca⁴⁰ már nem termonukleáris reakciókban jön létre, hanem mag-fotoeffektus, azaz (γ, α) reakciók során keletkező alfa-részek beépülésével.

3 milliárd fok felett a hélium égéstermékei egymással is reakcióba lépnek:

A hőmérséklet növekedtével egyre több és több reakció indul meg. Nemcsak a számuk nő, a sebességük is. A hidrogén-égéshez több milliárd év kellett, a hélium-égéshez már csak 10 millió. Az alfa-részecskékkel való továbbépüléshez elég 100-10 000 év. Ennyi idő alatt az 50-es atomsúlyig kialakul az összes alfa-részecskékből összetett (tehát  = 4k, Z = 2k típusú) mag. Arányukat az őket egymásba átvivő reakciók sebessége szabja meg.

Kialakul az említett típusú magokon kívül még néhány másfajta is, mert - kisebb mértékben - ilyen reakciók is végbemennek:

Azonban nagyon sok 50-es atomsúly alatti mag hiányzik még, nagyobb atomsúlyú pedig egyáltalán nincs.

Az 50-es atomsúly fölötti magok csak olyan csillagokban alakulhatnak ki, amelyek még melegebbek. Ha a hélium égése és az égéstermékek reakciói már nem adnak több energiát, újabb gravitációs kontrakció következhet. Ilyenkor a csillag közepén a sűrűség elérheti a 10⁴ - 10⁹ g/cm³-t, a hőmérséklet pedig meghaladhatja a 3 milliárd fokot.

Ilyen körülmények között termikus egyensúly áll be egyrészt a különböző magok, másrészt a magok és a sugárzási tér között. Egyensúlyban a legnagyobb stabilitású alakzatokból van mindig a legtöbb. Mivel, mint tudjuk, a magok a vas környékén a legstabilabbak, gyors reakciók révén vanádiummá, mangánná, vassá, kobalttá és nikkellé alakul a csillag középső része. Vasból lesz a legtöbb, ezért az említett elemekből álló, a gyakorisági görbén élesen kiugró csúcsot vas-csúcsnak nevezik (I. rész 1. ábra).

Az egyensúly jól számolható és a számítás az egyes elemek és izotópok gyakoriságára a tapasztalattal nagyon jól egyező eredményt ad, ha a hőmérsékletet 3,5 - 4·10⁹ K°-nak vesszük (I. 2. ábra). A csillag szerkezete az egyensúly fennállása idején ilyen:

Az ilyen szerkezetű csillag nem nagyon stabil. Szerencsére a vas-csúcs kialakulására elég néhány perc. Ezután katasztrofális változások mennek végbe a csillagban.

(Folytatása következik)
A cikk I. része
Pócs Lajos
Központi Fizikai Kutató Intézet