Не4 + Не4 + Е (95 кэв) = Be8 + γ,
затем идет процесс последующего присоединения ядра гелия с выделением большого количества энергии
Be8 + Не4 = С12 + γ + 7,4 Мэе.
Время жизни ядра Be8 чрезвычайно мало и составляет 1(Н7 сек; оно распадается на две альфа-частицы. Но при температурах порядка 150 млн. град и высокой плотности его количество, по-видимому, достаточно для образования ядер С12.
Возможен и непосредственный синтез С12 из ядер гелия по реакции
Эта теоретически предсказанная реакция была недавно доказана экспериментально по обратному процессу— процессу распада возбужденного ядра С12 на три альфа-частицы. Рассчитано время этой реакции. Так, при температуре примерно 1 · 108 град и плотности около 104 г/см3 оно составляет 105 —107 лет. Захват ядер гелия вновь образующимся ядром С12 может идти и дальше вплоть до образования ядер Mg24. Этот процесс протекает следующим образом:
Как правило, после образования ядра Mg24 процесс последовательного присоединения ядер гелия приостанавливается, поскольку с увеличением порядкового номера ядер резко возрастает высота потенциального барьера присоединения альфа-частиц. Например, для ядер с Z = 10 высота барьера равна около 1 Мэв, для ядер с Z = 20 она составляет уже 4 Мэв. В красных гигантах ядра гелия имеют энергию всего лишь около 100 кэв. Поэтому даже при наличии максвелловского распределения вероятность их захвата ядрами с Z>10 резко уменьшается, и вероятность образования более тяжелых ядер сильно снижается, (α, γ) — Реакцию при малых энергиях альфа-частиц в лабораторных условиях осуществить пока не удалось. Теоретическими расчетами установлено, что вероятность образования ядер в рассматриваемом процессе на 1 г материала звезды в десять раз меньше вероятности образования ядер гелия из ядер водорода. Предполагается, что имеющегося в красных гигантах гелия хватает на 107— 108 лет.
По мере израсходования гелия в центре ядра звезды последнее сжимается, при этом вновь возрастает температура, которая может достигать миллиардов градусов. При таких условиях возможен процесс слияния двух ядер С12 с образованием изотопов Mg24, Ne20 или Na23 по реакциям:
2С12 = Mg24,
2С12 = Ne20 + Не4, '
2С12 = Na23 + р.
Реакции такого типа могут быть осуществлены в лаборатории только при значительно больших энергиях ядер углерода — около 100 Мэе. В условиях красных гигантов при указанной выше температуре энергия этих ядер равна примерно 1 Мэв. Однако благодаря чрезвычайно высокой плотности вещества описанные реакции могут протекать и в таких условиях.
На этой стадии в звезде появляются условия для протекания различных реакций. Например, в результате (α,γ) — реакций образуются гамма-кванты с энергией, равной нескольким мегаэлектронвольтам. Они могут выбить альфа-частицы из уже образовавшихся ядер, имеющих наименьшие энергии связи этих частиц. Наиболее подходящим является ядро Ne20, для которого энергия связи альфа-частиц равна только 4.75 Мэв, в то время как для других ядер, например С12 и О16, она почти в два раза больше. Альфа-частицы, полученные по реакции
имеют уже энергию порядка 10 Мэв и поэтому могут быть захвачены более тяжелыми, чем Mg24, ядрами. Процесс такого типа, как Mg24 + Не4 = Si28 + γ, приводит к образованию изотопов Si28, S32, Аг36, Са40, Са44, Ti48 и других. Конечно, вероятность их образования должна резко уменьшаться с возрастанием порядковых номеров. Это положение хорошо согласуется с данными относительной распространённости указанных изотопов в природе. Она равна 8,4 для Ne20; 0,78 — для Mg24; 1,00 — для Si28; 0,39 — для S32; 0,149 — для Ar36; 0,052 — для Ca40; 0,0011—для Ca44 и 0,0015 — Для Ti48.