На первом этапе в составе звезд преобладает водород. В дальнейшем развитии они проходят разные стадии эволюции. Установлено, что на первом этапе в ядре звезды при температуре Т = 1 МК протекает термоядерная реакция «сгорания» водорода (Н) в гелий (Не). Этот протон-протонный, или водородный цикл длится миллионы лет. Постепенно «запасы» водорода в центре звезды истощаются, зато гелия становится все больше. Состав ядра и оболочки становятся различными. При этом спокойное поведение звезды изменяется. Ее водородная оболочка начинает расширяться, а гелиевое ядро сжиматься. Сжатие повышает температуру: в центре звезды она достигает 10 МК и более.

На втором этапе развития звезды при Т > 10 МК ядра гелия начинают сливаться друг с другом, включается так называемый механизм α-синтеза. К образовавшимся ядрам присоединяются новые α-частицы. Так, три α-частицы сливаются в ядро углерода: ³He → ¹²C + γ, где γ – испускание гамма-лучей. Дальнейшая цепочка синтеза в терминах ядерной физики записывается так: ¹²C(α, γ), ¹⁶O(α, γ), ²⁰Ne(α, γ). Завершается 1-я стадия второго этапа (углеродно-азотная) синтезом неона (при Т ≈ 30 МК). Для дальнейшего прохождения α-синтеза температуры в 30 МК становится недостаточно и 2-я стадия второго этапа развития звезды, начинаясь с ²⁴Mg(α, γ) при Т > 30 МК, продолжается: ²⁸Si(α, γ), ³²S (α, γ), ³⁶Ar (α, γ).

На третьем этапе синтеза химических элементов в ядре звезды обеспечивается процесс захвата нейтронов. Нейтрон – мощное орудие при осуществлении ядерных реакций. Он добирается до атомного ядра независимо от температурных условий. Необходимое условие – достаточное количество свободных нейтронов. Их источником могут быть изотопы углерода ¹³С и неона ²¹Ne, образовавшиеся на предыдущих стадиях эволюции звезды. В ядре углерода ¹³С находятся три α-частицы и нейтрон, в ядре неона ²¹Ne − пять α-частиц и нейтрон. Такие ядра неустойчивы (устойчивы только ядра, состоящие целиком из α-частиц), что способствует обмену нейтрона на α-частицу. При этом происходят реакции: ¹³C(α, n), ¹⁶O(α, γ), ²¹Ne(α, n), ²⁴Mg. Третий этап начинается с синтеза 3919К при Т ≥ 50 МК. При нехватке свободных нейтронов синтез может прерываться.

На четвертом этапе при 50 < Т < 100 МК для синтеза более сложных элементов имеется достаточное количество свободных нейтронов. Попадая в ядро какого-либо элемента, нейтрон превращается в протон (n → p + е–). Порядковый номер атомного ядра повышается. Особенность процесса заключается в медленности его протекания, поскольку промежуток времени между двумя последовательными захватами нейтронов велик по сравнению с периодами полураспада образующихся изотопов. Только изотопы с большим периодом полураспада способны к дальнейшим превращениям. Менее долговечные изотопы трансформируются в стабильные раньше, чем успевают захватить очередной нейтрон. Так рождаются многие тяжелые химические элементы вплоть до висмута ²⁰⁹₈₃Bi. Теоретически четвертый эволюционный этап в жизни звезды должен заканчиваться образованием идеального газа радона ²²²₈₆Rn, завершающего 6-й период таблицы Менделеева. Но этот так называемый нейтронный этап завершается немного раньше формированием стабильных изотопов свинца ²⁰⁷₈₂Pb, ²⁰⁸₈₂Pb и висмута ²⁰⁹₈₃Bi. Последний принадлежит к небольшой группе металлов, расширяющихся при охлаждении. Процесс синтеза элементов с 4-го по 6-й период таблицы Менделеева сопровождается очередным повышением температуры.

По нашим представлениям, такой энергетический путь прошло Протосолнце, став звездой (Солнцем) – желтым карликом.

Табл.2.

Рис.1