Разлика помеѓу преработките на „Ѕвездена нуклеосинтеза“

с
нема опис на уредувањето
с
с
'''Ѕвездена нуклеосинтеза''' — процес во кој природните количества на хемиски елементи во ѕвездите се менуваат поради реакции на јадрена фузија во јадрата и внатрешните слоеви на ѕвездите. Со тек на времето, поради овие промени, ѕвездите еволуираат (стареат). Фузијата во јадрото ја зголемува атомската тежина на гасовитите елементи, што предизвикува губење на притисок и контракција, придружено со зголемување на температурата.<ref>Доналд Д. Клетон, “Принципи на ѕвездена еволуција и нуклеосинтеза”, МекГро-Хил, Њу Јорк (1968) глава 6</ref> Ѕвездите го губат поголемиот дел од својата маса кога таа е исфрлена во подоцниот период од нивните ѕвездени животи, и на тој начин се зголемува количеството на елементи потешки од хелиум во меѓуѕвездениот медиум. Терминот нуклеосинтеза на супернова се користи да се опише создавањето на елементи за време на еволуцијата и експлозијата на ѕвезда пред супернова, како што предвидел [[Фред Хојл]] во 1954.<ref>Ф. Хојл, Синтеза на елементи меѓу јаглерод и никел, Астрофизички Журнал, Дополнување 1,121(1954)</ref> Поттик за развојот на теоријата за нуклеосинтеза била варијацијата на количеството на хемиски елементи во Вселената. Графикот на овие количества претставен како функција од атомскиот број на елементите има назабена форма која варира до стапки од десетици милиони. Ова укажува на природен процес различен од случајна распределба. Ваков график може да се види во теоријата за историја на нуклеосинтеза. Процесот на ѕвездената нуклеосинтеза е главен од неколкуте процеси именувани како [[нуклеосинтеза]]
Втор поттик за разбирање на процесот на ѕвездената нуклеосинтеза се појавил во 20тиот век, кога било откриено дека долговечноста на [[Сонце|Сонцето]] како извор на светлина и топлина се должи на [[енергијата]] ослободена од реакции на јадрена фузија.<ref>[[Доналд Д. Клејтон]], “Принципи на ѕвездена еволуција и нуклеосинтеза” , МекГро-Хил, Њу Јорк (1968), преиздадена од печатницата на универзитетот на Чикаго (1983)</ref> Фузијата на јадра во ѕвезда, почнувајќи од изобилието на почетен водород и хелиум, ја обезбедува енергијата и синтетизира нови јадра како спореден продукт. Ова било откриено една деценија пред [[Втора светска војна|Втората Светскасветска Војнавојна]]. Продуктите од фузијата се ограничени само на оние елементи кои се малку потешки од оние кои се фузираат и поради тоа не придонесуваат многу кон промена на количината на елементите во природата. И покрај тоа, ова откритие придонело кон можноста за објаснувањето на овие количини на овој начин. Основната реакција која произведува енергија во Сонцето е [[јадрената фузија]] на јадра на [[водород]], при што се формира [[хелиум]], што се случува во јадрото на Сонцето на температура од 14 милиони келвини.
 
==Историја==
* Фузија на [[водород]] :
** [[Горење на деутериум]]
** [[Протон-протон низа|Протон-протон циклус]]
** ЈаглеродЈаглеродно-азотазотно-кислородкислороден циклус
* горење на [[хелиум]]:
** Троен Алфа процес
}}
"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 [[радијативнаЗрачен слој|зрачна зона]], наместо дане станестанува [[струење|струевитаструевито]]. <ref name=deloore_doom1992/> Во секој комплетен циклус на фузија, п-п низата ослободува 26.2&nbsp;MeV.<ref name=bohm_vitense1992/>
 
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&nbsp;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 [[радијативенЗрачен пренос|зрачниот 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/>
 
Видот на процес на горење на водород кој доминира во ѕвезда е одреден од тоа колку двете реакции зависат од температурата. П-П низата започнува на температури околку {{val|4|e=6|ul=K}}, <ref name=reid_hawley2005/> и затоа е доминантен процес кај помали ѕвезди. CNO циклус кој се одржува самостојно бара поголема температура од околу {{val|15|e=6|u=K}}, но потоа побрзо расте неговата ефикасност како што расте температурата. <ref name=salaris_cassini2005/> Над околу {{val|17|e=6|u=K}}, CNO циклусот станува доминантен извор на енергија. Оваа температура се постигнува во ѕвезди од главната низа со барем 1.3 пати масата на [[Сонце|Сонцето]]. <ref name=apj701_1_837/> Сонцето има температура на јадрото од околу {{val|15.7|e=6|u=K}} и само {{val|0.8|s=%}} од неговата енергија е прозиведена од CNO циклусот.<ref name=jpcs271_1_012031/> Како што старее ѕвезда, температурата на јадрото се зголемува, и поради тоа постепено се зголемува придонесот на CNO циклусот. <ref name=jeffrey2010/>