Звездный нуклеосинтез

Создание химических элементов внутри звезд

Логарифмический масштаб графика относительного выхода энергии ( ε ) следующих процессов синтеза при различных температурах ( T ):

  Протон-протонная цепь (ПП)

  цикл CNO

  Тройной альфа-процесс

  Комбинированная генерация энергии PP и CNO внутри звезды

  Температура ядра Солнца, при которой ПЭ наиболее эффективна

В астрофизике звездный нуклеосинтез — это создание химических элементов путем ядерных реакций синтеза внутри звезд . Звездный нуклеосинтез произошел с момента первоначального создания водорода , гелия и лития во время Большого взрыва . Как предсказательная теория , она дает точные оценки наблюдаемого содержания элементов. Она объясняет, почему наблюдаемое содержание элементов меняется со временем и почему некоторые элементы и их изотопы гораздо более распространены, чем другие. Первоначально теория была предложена Фредом Хойлом в 1946 году ^[1] , который позже усовершенствовал ее в 1954 году ^[2]. Дальнейшие успехи были достигнуты, особенно в нуклеосинтезе путем захвата нейтронов элементами тяжелее железа , Маргарет и Джеффри Бербидж , Уильямом Альфредом Фаулером и Фредом Хойлом в их знаменитой статье 1957 года B 2 ^{FH [3]} , которая стала одной из самых цитируемых статей в истории астрофизики.

Звезды развиваются из-за изменений в их составе (обилии составляющих их элементов) в течение их жизни, сначала путем сжигания водорода ( звезда главной последовательности ), затем гелия ( звезда горизонтальной ветви ) и постепенного сжигания более высоких элементов . Однако это само по себе не приводит к значительному изменению обилия элементов во Вселенной, поскольку элементы содержатся внутри звезды. Позже в своей жизни звезда с малой массой будет медленно выбрасывать свою атмосферу через звездный ветер , образуя планетарную туманность , в то время как звезда с большей массой будет выбрасывать массу через внезапное катастрофическое событие, называемое сверхновой . Термин нуклеосинтез сверхновой используется для описания создания элементов во время взрыва массивной звезды или белого карлика .

Продвинутая последовательность сжигания топлива обусловлена ​​гравитационным коллапсом и связанным с ним нагревом, что приводит к последующему сжиганию углерода , кислорода и кремния . Однако большая часть нуклеосинтеза в диапазоне масс A = 28–56 (от кремния до никеля) на самом деле вызвана коллапсом верхних слоев звезды на ядро , создавая компрессионную ударную волну, отскакивающую наружу. Фронт ударной волны на короткое время повышает температуру примерно на 50%, тем самым вызывая яростное горение примерно на секунду. Это окончательное горение в массивных звездах, называемое взрывным нуклеосинтезом или нуклеосинтезом сверхновой , является последней эпохой звездного нуклеосинтеза.

Стимулом к ​​развитию теории нуклеосинтеза послужило открытие вариаций распространенности элементов, обнаруженных во Вселенной . Необходимость физического описания уже была вызвана относительной распространенностью химических элементов в Солнечной системе. Эти распространенности, нанесенные на график как функция атомного номера элемента, имеют зубчатую пилообразную форму, которая изменяется в десятки миллионов раз (см. Историю теории нуклеосинтеза ). ^[4] Это предполагало естественный процесс, который не является случайным. Второй стимул к пониманию процессов звездного нуклеосинтеза произошел в 20 веке, когда было осознано, что энергия, выделяющаяся в реакциях ядерного синтеза, объясняет долговечность Солнца как источника тепла и света. ^[5]

История

В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что звезды получают энергию в результате ядерного синтеза водорода с образованием гелия , а также высказал предположение о возможности образования в звездах более тяжелых элементов.

В 1920 году Артур Эддингтон на основе точных измерений атомных масс Ф. В. Астона и предварительного предположения Жана Перрена предположил, что звезды получают свою энергию из ядерного синтеза водорода с образованием гелия , и высказал предположение, что более тяжелые элементы производятся в звездах. ^{[6] [7] [8]} Это был предварительный шаг к идее звездного нуклеосинтеза. В 1928 году Джордж Гамов вывел то, что сейчас называется фактором Гамова , квантово-механическую формулу, дающую вероятность того, что два смежных ядра преодолеют электростатический кулоновский барьер между ними и сблизятся друг с другом достаточно близко, чтобы подвергнуться ядерной реакции из-за сильной ядерной силы , которая эффективна только на очень коротких расстояниях. ^{[9] : 410} В следующем десятилетии фактор Гамова использовался Аткинсоном и Хоутермансом , а позднее Эдвардом Теллером и самим Гамовым для определения скорости, с которой будут происходить ядерные реакции при высоких температурах, которые, как полагают, существуют в недрах звезд.

В 1939 году в Нобелевской лекции под названием «Производство энергии в звездах» Ганс Бете проанализировал различные возможности реакций, посредством которых водород преобразуется в гелий. ^[10] Он определил два процесса, которые, по его мнению, являются источниками энергии в звездах. Первый из них, цепная реакция протон-протон , является доминирующим источником энергии в звездах с массами вплоть до массы Солнца. Второй процесс, цикл углерод-азот-кислород , который также рассматривал Карл Фридрих фон Вайцзеккер в 1938 году, более важен для более массивных звезд главной последовательности. ^{[11] : 167} Эти работы касались генерации энергии, способной поддерживать звезды горячими. Четкое физическое описание цепочки протон-протон и цикла CNO представлено в учебнике 1968 года. ^{[12] : 365} Однако в двух статьях Бете не рассматривалось создание более тяжелых ядер. Эта теория была начата Фредом Хойлом в 1946 году с его аргументом о том, что совокупность очень горячих ядер будет термодинамически собираться в железо . ^[1] Хойл продолжил это в 1954 году, выпустив статью, в которой описывал, как продвинутые стадии синтеза внутри массивных звезд будут синтезировать элементы от углерода до железа в массе. ^{[2] [13]}

Теория Хойла была распространена на другие процессы, начиная с публикации в 1957 году обзорной статьи «Синтез элементов в звездах» Бербиджа , Бербиджа , Фаулера и Хойла , более часто называемой статьей B ² FH . ^[3] Эта обзорная статья собрала и уточнила более ранние исследования в часто цитируемой картине, которая обещала объяснить наблюдаемые относительные содержания элементов; но сама по себе она не расширила картину Хойла 1954 года о происхождении первичных ядер настолько, насколько многие предполагали, за исключением понимания нуклеосинтеза элементов тяжелее железа путем захвата нейтронов. Значительные улучшения были сделаны Аластером Г. В. Кэмероном и Дональдом Д. Клейтоном . В 1957 году Кэмерон представил свой собственный независимый подход к нуклеосинтезу, ^[14] основанный на примере Хойла, и ввел компьютеры в зависящие от времени расчеты эволюции ядерных систем. Клейтон рассчитал первые зависящие от времени модели s -процесса в 1961 году ^[15] и r -процесса в 1965 году ^[16] , а также модели сгорания кремния в распространенные ядра альфа-частиц и элементы группы железа в 1968 году ^{[17] [18]} и открыл радиогенные хронологии ^[19] для определения возраста элементов.

Поперечное сечение сверхгиганта, показывающее нуклеосинтез и образование элементов.

Ключевые реакции

Версия периодической таблицы, указывающая происхождение элементов, включая звездный нуклеосинтез.

Важнейшие реакции звездного нуклеосинтеза:

• Водородный синтез:
  • Синтез дейтерия
  • Протон -протонная цепочка
  • Цикл углерод -азот-кислород
• Синтез гелия :
  • Тройной альфа-процесс
  • Альфа- процесс
• Синтез более тяжелых элементов:
  • Горение лития : процесс, наиболее часто встречающийся в коричневых карликах.
  • Процесс сжигания углерода
  • Процесс горения неона
  • Процесс сжигания кислорода
  • Процесс сжигания кремния
• Производство элементов тяжелее железа :
  • Захват нейтронов :
    • r -процесс
    • S -процесс
  • Захват протонов :
    • rp -процесс
    • P -процесс
  • Фотораспад

Водородный синтез

Водородный синтез (ядерный синтез четырех протонов для образования ядра гелия-4 ^[20] ) является доминирующим процессом, который генерирует энергию в ядрах звезд главной последовательности . Его также называют «горением водорода», которое не следует путать с химическим горением водорода в окислительной атмосфере. Существует два основных процесса, посредством которых происходит звездный водородный синтез: протон-протонная цепочка и цикл углерод-азот-кислород (CNO). Девяносто процентов всех звезд, за исключением белых карликов , синтезируют водород посредством этих двух процессов. ^{[21] : 245}

В ядрах звезд главной последовательности с меньшей массой, таких как Солнце , доминирующим процессом производства энергии является цепная реакция протон-протон . Это создает ядро ​​гелия-4 посредством последовательности реакций, которые начинаются со слияния двух протонов с образованием ядра дейтерия (один протон плюс один нейтрон) вместе с выброшенными позитроном и нейтрино. ^[22] В каждом полном цикле слияния цепная реакция протон-протон выделяет около 26,2 МэВ. ^[22] Цикл цепной реакции протон-протон относительно нечувствителен к температуре; повышение температуры на 10% увеличит производство энергии этим методом на 46%, следовательно, этот процесс слияния водорода может происходить на площади до трети радиуса звезды и занимать половину массы звезды. Для звезд, масса которых превышает 35% массы Солнца, ^[23] поток энергии к поверхности достаточно мал, и передача энергии из области ядра осуществляется за счет лучистого , а не конвективного теплообмена . ^[24] В результате этого происходит незначительное смешивание свежего водорода с ядром или продуктов термоядерного синтеза снаружи.

В звездах с большей массой доминирующим процессом производства энергии является цикл CNO , который является каталитическим циклом , использующим ядра углерода, азота и кислорода в качестве посредников и в конечном итоге производящим ядро ​​гелия, как в цепочке протон-протон. ^[22] Во время полного цикла CNO выделяется 25,0 МэВ энергии. Разница в производстве энергии этого цикла по сравнению с цепной реакцией протон-протон объясняется потерей энергии через излучение нейтрино . ^[22] Цикл CNO очень чувствителен к температуре, повышение температуры на 10% приведет к увеличению производства энергии на 350%. Около 90% генерации энергии цикла CNO происходит во внутренних 15% массы звезды, поэтому она сильно сконцентрирована в ядре. ^[25] Это приводит к такому интенсивному внешнему потоку энергии, что конвективный перенос энергии становится более важным, чем лучистый перенос . В результате область ядра становится зоной конвекции , которая перемешивает область синтеза водорода и поддерживает ее хорошо перемешанной с окружающей областью, богатой протонами. ^[26] Эта конвекция ядра происходит в звездах, где цикл CNO вносит более 20% от общей энергии. По мере старения звезды и повышения температуры ядра область, занимаемая зоной конвекции, медленно сокращается с 20% массы до внутренних 8% массы. ^[25] Солнце производит порядка 1% своей энергии из цикла CNO. ^{[27] [a] [28] : 357  [29] [b]}

Тип процесса синтеза водорода, который доминирует в звезде, определяется разницей температурных зависимостей между двумя реакциями. Цепная реакция протон-протон начинается при температурах около4 × 10 ⁶  K , ^[30] что делает его доминирующим механизмом синтеза в меньших звездах. Самоподдерживающаяся цепочка CNO требует более высокой температуры приблизительно1,6 × 10 ⁷  К , но затем его эффективность увеличивается быстрее по мере повышения температуры, чем у протон-протонной реакции. ^[31] Выше примерно1,7 × 10 ⁷  К , цикл CNO становится доминирующим источником энергии. Эта температура достигается в ядрах звезд главной последовательности с массой, по крайней мере, в 1,3 раза превышающей массу Солнца . [ ^32] Само Солнце имеет температуру ядра около1,57 × 10 ⁷  К. ^{[33] : 5} По мере старения звезды главной последовательности температура ее ядра будет расти, что приведет к постоянному увеличению вклада ее цикла CNO. [ ^25]

Гелиевый синтез

Звезды главной последовательности накапливают гелий в своих ядрах в результате термоядерной реакции водорода, но ядро ​​не становится достаточно горячим, чтобы инициировать термоядерную реакцию гелия. Термоядерная реакция гелия впервые начинается, когда звезда покидает ветвь красных гигантов после накопления в своем ядре достаточного количества гелия для его воспламенения. В звездах массой около Солнца это начинается на кончике ветви красных гигантов со вспышкой гелия из вырожденного гелиевого ядра, и звезда перемещается к горизонтальной ветви , где она сжигает гелий в своем ядре. Более массивные звезды воспламеняют гелий в своем ядре без вспышки и выполняют синюю петлю , прежде чем достичь асимптотической ветви гигантов . Такая звезда изначально удаляется от AGB в сторону более синих цветов, затем снова возвращается к тому, что называется треком Хаяши . Важным следствием синих петель является то, что они порождают классические переменные цефеиды , имеющие центральное значение для определения расстояний в Млечном Пути и до близлежащих галактик. ^{[34] : 250} Несмотря на название, звезды на синей петле из ветви красных гигантов обычно не голубые, а скорее желтые гиганты, возможно, переменные цефеиды. Они сплавляют гелий до тех пор, пока ядро ​​не станет в основном углеродом и кислородом . Самые массивные звезды становятся сверхгигантами, когда они покидают главную последовательность, и быстро начинают синтез гелия, становясь красными сверхгигантами . После того, как гелий иссякнет в ядре звезды, синтез гелия продолжится в оболочке вокруг углеродно-кислородного ядра. ^{[20] [24]}

Во всех случаях гелий сплавляется с углеродом посредством тройного альфа-процесса, т. е. три ядра гелия преобразуются в углерод посредством 8 Be . ^{[35] : 30} Затем это может образовывать кислород, неон и более тяжелые элементы посредством альфа-процесса. Таким образом, альфа-процесс преимущественно производит элементы с четным числом протонов путем захвата ядер гелия. Элементы с нечетным числом протонов образуются другими путями синтеза. ^{[36] : 398}

Скорость реакции

Плотность скорости реакции между видами A и B , имеющими плотности чисел n _{A , B} , определяется по формуле: где k — константа скорости реакции каждой отдельной элементарной бинарной реакции, составляющей процесс ядерного синтеза : здесь σ ( v ) — поперечное сечение при относительной скорости v , а усреднение выполняется по всем скоростям. $${\displaystyle r=n_{A}\,n_{B}\,k}$$ $${\displaystyle k=\langle \sigma (v)\,v\rangle }$$

Полуклассически, поперечное сечение пропорционально , ​​где - длина волны де Бройля . Таким образом, полуклассически, поперечное сечение пропорционально . ${\displaystyle \pi \,\lambda ^{2}}$ ${\displaystyle \lambda =h/p}$ ${\textstyle {\frac {m}{E}}}$

Однако, поскольку реакция включает квантовое туннелирование , при низких энергиях наблюдается экспоненциальное затухание, зависящее от фактора Гамова E _G , что дает уравнение Аррениуса : где S ( E ) зависит от деталей ядерного взаимодействия и имеет размерность энергии, умноженной на поперечное сечение. $${\displaystyle \sigma (E)={\frac {S(E)}{E}}e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}}$$

Затем интегрируем по всем энергиям, чтобы получить общую скорость реакции, используя распределение Максвелла–Больцмана и соотношение: где — приведенная масса . $${\displaystyle {\frac {r}{V}}=n_{A}n_{B}\int _{0}^{\infty }{\frac {S(E)}{E}}\,e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}2{\sqrt {\frac {E}{\pi (kT)^{3}}}}e^{-{\frac {E}{kT}}}\,{\sqrt {\frac {2E}{m_{\text{R}}}}}dE}$$ ${\displaystyle m_{\text{R}}={\frac {m_{1}m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}}$

Поскольку эта интеграция имеет экспоненциальное затухание при высоких энергиях формы и при низких энергиях от фактора Гамова, интеграл почти исчезал везде, за исключением области вокруг пика, называемого пиком Гамова , ^{[37] : 185} при E ₀ , где: ${\displaystyle \sim e^{-{\frac {E}{kT}}}}$ $${\displaystyle {\frac {\partial }{\partial E}}\left(-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}-{\frac {E}{kT}}\right)\,=\,0}$$

Таким образом: $${\displaystyle E_{0}=\left({\frac {1}{2}}kT{\sqrt {E_{\text{G}}}}\right)^{\frac {2}{3}}}$$

Тогда показатель степени можно аппроксимировать относительно E ₀ следующим образом: $${\displaystyle e^{-{\frac {E}{kT}}-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}\approx e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}\exp \left(-{\frac {(E-E_{0})^{2}}{{\frac {4}{3}}E_{0}kT}}\right)}$$

А скорость реакции приблизительно равна: ^[38] $${\displaystyle {\frac {r}{V}}\approx n_{A}\,n_{B}\,{\frac {4{\sqrt {2}}}{\sqrt {3m_{\text{R}}}}}\,{\sqrt {E_{0}}}{\frac {S(E_{0})}{kT}}e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}}$$

Значения S ( E ₀ ) обычно составляют 10 ⁻³ – 10 ³ кэВ · б , но они сильно затухают при бета-распаде из-за связи между периодом полураспада промежуточного связанного состояния (например, дипротона ) и периодом полураспада бета-распада, как в цепной реакции протон-протон . Обратите внимание, что типичные температуры ядра в звездах главной последовательности дают kT порядка кэВ. ^{[39] : гл. 3}

Таким образом, лимитирующей реакцией в цикле CNO является захват протона¹⁴
₇Н
, имеет S ( E ₀ ) ~ S (0) = 3,5  кэВ·б, в то время как предельная реакция в цепной реакции протон-протон , создание дейтерия из двух протонов, имеет гораздо более низкую S ( E ₀ ) ~ S (0) = 4×10 ⁻²²  кэВ·б. ^{[40] [41]} Между прочим, поскольку первая реакция имеет гораздо более высокий фактор Гамова, и из-за относительного обилия элементов в типичных звездах, скорости двух реакций равны при значении температуры, которое находится в пределах диапазонов температур ядра звезд главной последовательности. ^[42]

Ссылки

Примечания

1. Специалист по физике элементарных частиц Андреа Покар отмечает: «Подтверждение горения CNO на нашем Солнце, где его содержание составляет всего один процент, укрепляет нашу уверенность в том, что мы понимаем, как работают звезды».
2. «Таким образом, этот результат прокладывает путь к прямому измерению металличности Солнца с использованием нейтрино CNO. Наши результаты количественно определяют относительный вклад синтеза CNO на Солнце, который составляет порядка 1 процента». — М. Агостини и др.

Цитаты

1. Hoyle, F. (1946). "Синтез элементов из водорода". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 106 (5): 343–383. Bibcode :1946MNRAS.106..343H. doi : 10.1093/mnras/106.5.343 .
2. Hoyle, F. (1954). "О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах. I. Синтез элементов от углерода до никеля". Серия приложений к Astrophysical Journal . 1 : 121. Bibcode :1954ApJS....1..121H. doi :10.1086/190005.
3. Burbidge, EM; Burbidge, GR; Fowler, WA; Hoyle, F. (1957). "Синтез элементов в звездах" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547–650. Bibcode :1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
4. Suess, HE; ​​Urey, HC (1956). «Обилие элементов». Reviews of Modern Physics . 28 (1): 53–74. Bibcode : 1956RvMP...28...53S. doi : 10.1103/RevModPhys.28.53.
5. Клейтон, Д. Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета.
6. Эддингтон, А.С. (1920). «Внутреннее строение звезд». Обсерватория . 43 (1341): 341–358. Bibcode : 1920Obs....43..341E. doi : 10.1126/science.52.1341.233. PMID  17747682.
7. Эддингтон, А.С. (1920). «Внутреннее строение звезд». Nature . 106 (2653): 233–240. Bibcode : 1920Natur.106...14E. doi : 10.1038/106014a0 . PMID  17747682.
8. Selle, D. (октябрь 2012 г.). «Почему звезды сияют» (PDF) . Guidestar . Houston Astronomical Society. стр. 6–8. Архивировано (PDF) из оригинала 2013-12-03.
9. Крейн, К. С., Современная физика ( Хобокен, Нью-Джерси : Wiley , 1983), стр. 410.
10. Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах». Physical Review . 55 (5): 434–456. Bibcode :1939PhRv...55..434B. doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID  17835673.
11. Лэнг, КР (2013). Жизнь и смерть звезд . Cambridge University Press. стр. 167. ISBN 978-1-107-01638-5..
12. Клейтон, Д. Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . С. 365.
13. Клейтон, ДД (2007). «История науки: уравнение Хойла». Science . 318 (5858): 1876–1877. doi :10.1126/science.1151167. PMID  18096793. S2CID  118423007.
14. Кэмерон, AGW (1957). Звездная эволюция, ядерная астрофизика и нуклеогенез (PDF) (Отчет). Atomic Energy of Canada Limited . Отчет CRL-41.
15. Клейтон, ДД; Фаулер, ВА; Халл, ТЕ; Циммерман, БА (1961). «Цепи захвата нейтронов в синтезе тяжелых элементов». Annals of Physics . 12 (3): 331–408. Bibcode : 1961AnPhy..12..331C. doi : 10.1016/0003-4916(61)90067-7.
16. Сигер, PA; Фаулер, WA; Клейтон, DD (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов с помощью захвата нейтронов». Серия приложений к астрофизическому журналу . 11 : 121–126. Bibcode : 1965ApJS...11..121S. doi : 10.1086/190111.
17. Бодански, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, ВА (1968). «Нуклеосинтез во время горения кремния». Physical Review Letters . 20 (4): 161–164. Bibcode : 1968PhRvL..20..161B. doi : 10.1103/PhysRevLett.20.161.
18. Бодански, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, ВА (1968). «Ядерное квазиравновесие во время горения кремния». Серия приложений к астрофизическому журналу . 16 : 299. Bibcode : 1968ApJS...16..299B. doi : 10.1086/190176.
19. Клейтон, ДД (1964). «Косморадиогенные хронологии нуклеосинтеза». Астрофизический журнал . 139 : 637. Bibcode : 1964ApJ...139..637C. doi : 10.1086/147791.
20. Jones, Lauren V. (2009), Звезды и галактики, Greenwood guides to the universe, ABC-CLIO, стр. 65–67, ISBN 978-0-313-34075-8
21. Сидс, М.А., Основы астрономии ( Белмонт, Калифорния : Wadsworth Publishing Company , 1986), стр. 245.
22. Бём-Витенсе, Эрика (1992), Введение в звездную астрофизику, т. 3, Cambridge University Press , стр. 93–100, ISBN 978-0-521-34871-3
23. Reiners, Ansgar; Basri, Gibor (март 2009). «О магнитной топологии частично и полностью конвективных звезд». Astronomy and Astrophysics . 496 (3): 787–790. arXiv : 0901.1659 . Bibcode : 2009A&A...496..787R. doi : 10.1051/0004-6361:200811450. S2CID  15159121.
24. de Loore, Camiel WH; Doom, C. (1992), Структура и эволюция одиночных и двойных звезд, Библиотека астрофизики и космической науки, т. 179, Springer, стр. 200–214, ISBN 978-0-7923-1768-5
25. Джеффри, К. Саймон (2010), Госвами, А.; Редди, Б. Э. (ред.), «Принципы и перспективы в космохимии», Труды Astrophysics and Space Science , 16 , Springer: 64–66, Bibcode : 2010ASSP...16.....G, doi : 10.1007/978-3-642-10352-0, ISBN 978-3-642-10368-1
26. Карттунен, Ханну; Оя, Хейкки (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Springer, стр. 247, ISBN 978-3-540-34143-7.
27. "Нейтрино дают первое экспериментальное доказательство каталитического синтеза, доминирующего во многих звездах". phys.org . Получено 26.11.2020 .
28. Чоппин, GR , Лильензин, J.-O. , Ридберг, J. и Экберг, C., Радиохимия и ядерная химия (Кембридж, Массачусетс: Academic Press , 2013), стр. 357.
29. Агостини, М.; Альтенмюллер, К.; Аппель, С.; Атрощенко, В.; Багдасарян, З.; Базилико, Д.; Беллини, Г.; Бенцигер, Дж.; Бионди, Р.; Браво, Д.; Каччанига, Б. (25 ноября 2020 г.). «Экспериментальные доказательства образования нейтрино в цикле синтеза CNO на Солнце». Nature . 587 (7835): 577–582. arXiv : 2006.15115 . Bibcode :2020Natur.587..577B. doi :10.1038/s41586-020-2934-0. ISSN  1476-4687. PMID  33239797. S2CID  227174644.
30. Рид, И. Нил; Хоули, Сюзанна Л. (2005), Новый свет на темные звезды: красные карлики, звезды малой массы, коричневые карлики , Springer-Praxis books in astrophysics and astronomy (2nd ed.), Springer , стр. 108, ISBN 978-3-540-25124-8.
31. Саларис, Маурицио; Кассиси, Санти (2005), Эволюция звезд и звездных популяций, John Wiley and Sons , стр. 119–123, ISBN 978-0-470-09220-0
32. Шулер, SC; Кинг, JR; The, L.-S. (2009), "Звездный нуклеосинтез в рассеянном скоплении Гиады", The Astrophysical Journal , 701 (1): 837–849, arXiv : 0906.4812 , Bibcode : 2009ApJ...701..837S, doi : 10.1088/0004-637X/701/1/837, S2CID  10626836
33. Вольф, Э.Л., Физика и технология устойчивой энергетики ( Оксфорд , Oxford University Press , 2018), стр. 5.
34. Карттунен Х., Крёгер П., Оя Х., Путанен М. и Доннер К.Дж., ред., Фундаментальная астрономия ( Берлин / Гейдельберг : Springer , 1987), стр. 250.
35. Редер, Д., Химия в космосе: от межзвездной материи до происхождения жизни ( Weinheim : Wiley-VCH , 2010), стр. 30.
36. Перриман, М. , Справочник по экзопланетам (Кембридж: Издательство Кембриджского университета, 2011), стр. 398.
37. Илиадис, К., Ядерная физика звезд (Weinheim: Wiley-VCH, 2015), стр. 185.
38. "Курс астрофизики Университетского колледжа Лондона: лекция 7 – Звезды" (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 15 января 2017 г. . Получено 8 мая 2020 г. .
39. Маоз, Д., Астрофизика в двух словах ( Принстон : Princeton University Press , 2007), гл. 3.
40. Адельбергер, Эрик Г .; Остин, Сэм М.; Бакалл, Джон Н.; Балантекин, АБ ; Богарт, Жиль; Браун, Лоуэлл С .; Бухманн, Лотар; Сесил, Ф. Эдвард; Шампань, Артур Э.; де Брекелер, Людвиг; Дуба, Чарльз А. (1998-10-01). "Сечения солнечного синтеза". Reviews of Modern Physics . 70 (4): 1265–1291. arXiv : astro-ph/9805121 . Bibcode : 1998RvMP...70.1265A. doi : 10.1103/RevModPhys.70.1265. ISSN  0034-6861. S2CID  16061677.
41. Адельбергер, Э.Г. (2011). «Сечения солнечного синтеза. II. Циклы Theppchain и CNO». Reviews of Modern Physics . 83 (1): 195–245. arXiv : 1004.2318 . Bibcode : 2011RvMP...83..195A. doi : 10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID  119117147.
42. Гупиль, М., Белкасем, К., Нейнер, К., Линьер, Ф., и Грин, Дж. Дж., ред., Изучение вращения звезд и конвекции: теоретические основы и сейсмическая диагностика (Берлин/Гейдельберг: Springer, 2013), стр. 211.

Дальнейшее чтение

• Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах». Physical Review . 55 (1): 541–547. Bibcode : 1939PhRv...55..103B. doi : 10.1103/PhysRev.55.103 . PMID  17835673.
• Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах». Physical Review . 55 (5): 434–456. Bibcode : 1939PhRv...55..434B. doi : 10.1103/PhysRev.55.434 . PMID  17835673.
• Хойл, Ф. (1954). «О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах: синтез элементов от углерода до никеля». Приложение к Astrophysical Journal . 1 : 121–146. Bibcode : 1954ApJS....1..121H. doi : 10.1086/190005.
• Клейтон, Дональд Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Нью-Йорк: McGraw-Hill .
• Рэй, А. (2004). «Звезды как термоядерные реакторы: их топливо и пепел». arXiv : astro-ph/0405568 .
• G. Wallerstein ; I. Iben, Jr. ; P. Parker; AM Boesgaard ; GM Hale; AE Champagne; et al. (1997). "Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса" (PDF) . Reviews of Modern Physics . 69 (4): 995–1084. Bibcode :1997RvMP...69..995W. doi :10.1103/RevModPhys.69.995. hdl : 2152/61093 . Архивировано из оригинала (PDF) 2009-03-26 . Получено 2006-08-04 .
• Woosley, SE ; A. Heger; TA Weaver (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Reviews of Modern Physics . 74 (4): 1015–1071. Bibcode :2002RvMP...74.1015W. doi :10.1103/RevModPhys.74.1015. S2CID  55932331.
• Клейтон, Дональд Д. (2003). Справочник по изотопам в космосе. Кембридж: Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-82381-4.
• Илиадис, Кристиан (2007). Ядерная физика звезд. Вайнхайм: Wiley-VCH. дои : 10.1002/9783527618750. ISBN 978-3-527-40602-9.

Внешние ссылки

• «Как светит солнце», Джон Н. Бэколл (сайт Нобелевской премии, доступ 6 января 2020 г.)
• Нуклеосинтез в Космикопии НАСА