Ѕвездена нуклеосинтеза: Разлика помеѓу преработките
| [непроверена преработка] | [проверена преработка] |
Избришана содржина Додадена содржина
Нема опис на уредувањето |
сНема опис на уредувањето |
||
Ред 47:
}}
"Горење на водород" е израз кој астрономите го користат за ѕвездениот процес при кој се случува фузија на четири протони при што се добива [[хелиум-4]]. <ref name=jones2009/>(Ова не треба да се помеша со хемиското горење на водород во оксидирачка атмосфера). Има два доминантни процеси при кои се одвива горењето на водородот.
Во јадрата на ѕвезди од главната низа со помала маса, како Сонцето, доминантен процес е протон-протон низата. Ова создава хелиум-4 јадро со низа на реакции кои започнуваат со фузија на два протони при што се формира јадро на [[деутериум]]. <ref name=bohm_vitense1992/> Последователниот процес на горење на деутериум го конзумира претходно постоечкиот деутериум во јадрото. П-П низата е релативно неосетлива кон температурата, па така горењето на водород може да се одвива во област до една третина на радиусот на ѕвездата и може да завзема половина од масата на ѕвездата. Како резултат, кај ѕвезди со маса 35% поголема од сонцето,<ref name=aaa496_3_787/> [[енергетскиот флукс]] кон површината е доволно низок за да јадрото остане [[радијативна зона]], наместо да стане
Во ѕвезди со повисока маса доминантен процес е јаглерод-азот-кислород циклусот (CNO циклус), кој е каталитички циклус кој користи јадра на јаглерод, азот и кислород како посредници за да создаде јадро на хелиум.<ref name=bohm_vitense1992/> За време на целосен CNO циклус, се ослободува 25.0 MeV енергија. Разликата во енергија во споредба со п-п низата се објаснува со енергијата изгубена со емисија на [[неутрино|неутрина]]. <ref name=bohm_vitense1992/> CNO циклусот е многу осетлив кон температура и се одвива само во внатрешните 15% од масата на ѕвездата <ref name=jeffrey2010/> Ова резултира кон интензивен надворешен енергетски флукс, кој не може да биде одржан од [[радијативен пренос]], и јадрото станува [[конвекциска зона]], што предизвикува мешање на регионот каде гори водородот со околните региони богати со протони. <ref name=karttunen_oja2007/> Оваа конвекција се случува кај ѕвезди каде CNO циклусот придонесува за повеќе од 20% од вкупната енергија. Како што ѕвездата старее и температурата на јадрото се зголемува, зоната на ковекција се смалува од 20% од масата, до највнатрешните 8% од масата. <ref name=jeffrey2010/>
Ред 75:
<ref name=jeffrey2010>{{citation | first1=Ц. Симон | last1=Џефри | editor1-first=А. | editor1-last=Госвами | editor2-first=Б. Е. | editor2-last=Реди | contribution=Ѕвездена структура и еволуција: Вовед | title=Принципи и перспективи во козмохемија | publisher=Спрингер | date=2010 | isbn=3-642-10368-5 | pages=64–66 | url=http://books.google.com/books?id=gCr9WVH0utwC&pg=PA64 }}</ref>
<ref name=aaa496_3_787>{{cite journal | last1=Рајнерс | first1=А. | last2=Басри | first2=Г. | title=За магнетната топологија на делумно и целосно
<ref name=jpcs271_1_012031>{{citation | last1=Гупил | first1=М. Ж. | last2=Лебретон | first2=И. | last3=Маркез | first3=Ј. П. | last4=Самади | first4=Р. | last5=Баудин | first5=Ф. | title=Отворени проблеми за испитување внатрешности на сончеви осцилирачки ѕвезди од главна низа. Од Сонцето до речиси сонца| journal=[[Журнал за Физика: Конференциска серија]] | volume=271 | issue=1 | page=012031 |date=2011 | doi=10.1088/1742-6596/271/1/012031 | bibcode=2011JPhCS.271a2031G |arxiv = 1102.0247 }}</ref>
| |||