Разлика помеѓу преработките на „Ѕвездена нуклеосинтеза“

с
нема опис на уредувањето
с
с
[[File:Arthur Stanley Eddington.jpg|250px|right|thumb|Во 1920 [[Артур Едингтон]] предложил дека ѕвездите ја добиваат својата енергија од јадрена фузија на [[водород]] при што се добива [[хелиум]] и дека постои можност дека и потешките елементи се синтетизираат во ѕвезди.]]
Во 1920, [[Артур Едингтон]], користејќи ги прецизните мерки за атомска маса на [[Франсис Вилијам Астон]] и првичниот предлог на [[Жан Перин]], предложил дека ѕвездите ја добиваат својата енергија од јадрена фузија на [[водород]] при што се добива [[хелиум]] и дека постои можност дека и потешките елементи се синтетизираат во ѕвезди. <ref>А.С. Едингтон, “Внатрешната градба на ѕвездите”, “Опсерваторијата”, ”43”, 341 (1920)http://adsabs.harvard.edu/abs/1920Obs....43..341E</ref><ref>А.С. Едингтон, “Внатрешната градба на ѕвездите”, “Природа”, “106”, 106 (1920) http://adsabs.harvard.edu/abs/1920Natur.106...14E</ref><ref>[https://web.archive.org/web/20131203024638/http://www.astronomyhouston.org/sites/default/files/guidestar/2012October.pdf Зошто ѕвездите светат] Д. Селе, Гајдстар(Астрономски друштво на Хјустон), октомври 2012, стр. 6-8</ref> Ова било првичен чекор кон идеата за нуклеосинтеза.
Во 1928 [[ЏорџГеоргиј Гамов]] го извел [[Гамов фактор|Гамовиот фактор]], [[квантна механика|квантно-механичка]] формула за веројатноста две јадра да се доближат доволно за да [[силната нуклеарна сила]] ја совлада [[Кулонова бариера|Кулоновата бариера]].
Гамовиот фактор бил искористен во следната деценија од [[Роберт Д’екор Аткинсон|Аткинсон]] и [[Фритз Хоутерман|Хоутерман]] и подноцна и од самиот Гамов и [[Едвард Телер]] за да се изведе брзината по која би се одвивале јадрените реакции на високите температури кои постојат во внатрешностите на ѕвездите.
Во 1939, во статијата “Производство на енергија во ѕвездите”, Ханс Бете ги анализирал различните можности за реакции во кои водород се фузира во хелиум. <ref>[http://hepd.pnpi.spb.ru/ofve/nni/PhysRev55434.pdf Производство на енергија во ѕвездите] од Ханс Бете</ref> Ги дефинирал двата процеси кои верувал дека се извор на енергија во ѕвездите. Првиот, [[реакцијата на протон-протон низата]], е доминантен извор на енергија во ѕвезди со маса до таа на Сонцето. Вториот процес, [[CNO циклус|јаглерод-азот-кислород циклусот]], бил сметан за поважен во помасивни ѕвезди, како и од Бете, така и од [[Карл Фридрих фон Вајзекер]]. Ова дело го засегало создавањето на енергија способно да ги одржува ѕвездите жешки. Чист физички опис на п-п низата и CNO циклусот се појавуваат во книга од 1968г. <ref>Доналд. Д Клејтон, Принципи на ѕвездена еволуција и нуклеосинтеза, МекГро-Хил, Њу Jорк (1968) </ref> Двете статии на Бете не се однесувале на создавањето на потешки јадра. Таа теорија ја основал [[Фред Хојл]] во 1946 со неговиот аргумент дека повеќе многу вжештени јадра би се формирале во [[железо]].<ref>{{cite journal | title= Синтеза на елементи меѓу јаглерод и никел | author = Ф. Хојл | journal = [[Астрофизички Журнал]] | volume = 106 | pages = 343–383 | date=1946 | }}</ref> Хојл го доследил тоа во 1954 со опширна статија која опишувала како напредни стадиуми на фузија во ѕвездите би синтетизирале елементи со маса меѓу јаглерод и железо. Ова е доминантното дело во ѕвездена нуклеосинтеза, <ref>Д. Д. Клејтон, Хојлова равенка, “[[Наука(журнал)|Наука]]”, “318”, 1876-77 (2007)</ref> и покажало како најчестите елементи на Земјата биле синтетизирани од почетен водород и хелиум. Овие елементи стануваат се почести како старее галаксијата.