Difference between revisions of "Ѕвездена нуклеосинтеза"

m
no edit summary
m
m
==Историја==
[[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 ПеринБатист Перен]], 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 [[Георгиј 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.