Разлика помеѓу преработките на „Ѕвездена нуклеосинтеза“

с
нема опис на уредувањето
с (Робот: Автоматизирана замена на текст (-[[Category: +[[Категорија:))
с
}}
"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 [[Зрачензрачен слој|зрачна зона]], не станува [[струење|струевито]]. <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 [[Зрачен пренос|зрачниот пренос]], и јадрото станува [[конвекцискаструевит зонаслој]], 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, зонатаструевиот на ковекцијаслој 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/>