Разлика помеѓу преработките на „Ѕвездена нуклеосинтеза“

нема опис на уредувањето
с
 
Најважните реакции при ѕвездена нуклеосинтеза се:
* Фузија на [[водород]] :
** Согорување на девтериум
** [[Горење на деутериум]]
** [[Протон-протон низа|Протон-протон циклус]]
** Јаглеродно-азотно-кислороден циклус
}}
"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 [[деутериумдевутериум]]. <ref name=bohm_vitense1992/> Последователниот процес на горење на деутериумдевтериум го конзумира претходно постоечкиот деутериумдевтериум 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 [[зрачен слој]], 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 [[струевит слој]], 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, струевиот слој се смалува од 20% од масата, до највнатрешните 8% од масата. <ref name=jeffrey2010/>