Звездный нуклеосинтез

Логарифм относительного выхода энергии (ε) процессов протон-протонного (PP), CNO и тройного-α синтеза при разных температурах (T). Пунктирная линия показывает совместную генерацию энергии процессов PP и CNO внутри звезды. При температуре ядра Солнца процесс ПП более эффективен.

Создание химических элементов в звездах

Звездный нуклеосинтез — это создание (нуклеосинтез) химических элементов в результате реакций ядерного 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. Это объясняет, почему наблюдаемое содержание элементов меняется со временем и почему одних элементов и их изотопов гораздо больше, чем других. Теория была первоначально предложена Фредом Хойлом в 1946 году, ^[1] который позже усовершенствовал ее в 1954 году. ^[2] Дальнейшие достижения, особенно в области нуклеосинтеза путем нейтронного захвата элементов тяжелее железа, были сделаны Маргарет и Джеффри Бербиджами , Уильямом Альфредом. Фаулер и Фред Хойл в своей знаменитой статье B 2 ^{FH 1957 года [3]} , которая стала одной из наиболее 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 само по себе это существенно не меняет содержание элементов во Вселенной, поскольку элементы содержатся внутри звезды. На более позднем этапе своей жизни звезда с малой массой будет медленно выбрасывать свою атмосферу посредством звездного ветра , образуя планетарную туманность , в то время как звезда с большей массой будет выбрасывать массу в результате внезапного катастрофического события, называемого сверхновой . Термин «нуклеосинтез сверхновой» используется для описания создания элементов во время взрыва массивной звезды или белого карлика .

Усовершенствованная 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 ударную волну сжатия , отскакивающую наружу. Ударный фронт ненадолго повышает температуру примерно на 50%, вызывая тем самым яростное горение примерно на секунду. Это последнее горение массивных звезд, называемое взрывным нуклеосинтезом или нуклеосинтезом сверхновой , является последней эпохой звездного нуклеосинтеза.

Стимулом к ​​развитию теории нуклеосинтеза послужило открытие вариаций содержания элементов во Вселенной . Необходимость физического описания уже была вызвана относительным содержанием химических элементов в Солнечной системе. Эти содержания, отображенные на графике в зависимости от атомного номера элемента, имеют зубчатую пилообразную форму, которая варьируется в десятки миллионов раз (см. Историю теории нуклеосинтеза ). ^[4] Это предполагает естественный процесс, который не является случайным. Второй стимул к пониманию процессов звездного нуклеосинтеза произошел в 20 веке, когда стало понятно, что энергия, выделяемая в результате реакций ядерного синтеза, объясняет долговечность Солнца как источника тепла и света. ^[5]

История

В 1920 году Артур Эддингтон предположил, что звезды получают свою энергию в результате ядерного синтеза водорода с образованием гелия , а также предположил, что более тяжелые элементы производятся в звездах.

В 1920 году Артур Эддингтон на основе точных измерений атомных масс Ф. У. Астона и предварительного предположения Жана Перрена предположил, что звезды получают свою энергию в результате ядерного синтеза водорода с образованием гелия , и предположил, что более тяжелые элементы производится в звездах. ^{[6] [7] [8]} Это был предварительный шаг к идее звездного нуклеосинтеза. В 1928 году Георгий Гамов вывел то, что сейчас называется фактором Гамова , квантово-механическую формулу, определяющую вероятность того, что два смежных ядра преодолеют электростатический кулоновский барьер между ними и сблизятся друг с другом достаточно близко, чтобы вступить в ядерную реакцию из-за сильного ядерного взаимодействия , которое эффективен только на очень коротких дистанциях. ^{[9] : 410} В следующем десятилетии фактор Гамова использовался Аткинсоном и Хоутермансом , а затем 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 превращается в гелий. ^[10] Он определил два процесса, которые, по его мнению, являются источниками энергии в звездах. Первый из них, протон-протонная цепная реакция , является доминирующим источником энергии в звездах с массой примерно до массы Солнца. Второй процесс, цикл углерод-азот-кислород , который также рассматривался Карлом Фридрихом фон Вайцзеккером в 1938 году, более важен для более массивных звезд главной последовательности. ^{[11] : 167} Эти работы касались генерации энергии, способной сохранять звезды горячими. Четкое физическое описание протон-протонной цепи и цикла CNO содержится в учебнике 1968 года. ^{[12] : 365} Однако две статьи Бете не касались создания более тяжелых ядер. Эта теория была начата Фредом Хойлом в 1946 году с его аргументом о том, что совокупность очень горячих ядер термодинамически собирается в железо . ^[1] Хойл последовал этому примеру в 1954 году, опубликовав статью, описывающую, как на продвинутых стадиях термоядерного синтеза внутри массивных звезд синтезируются элементы от углерода до железа в массе. ^{[2] [13]}

Теория Хойла была распространена на другие процессы, начиная с публикации в 1957 году обзорной статьи Бербиджа , Бербиджа , Фаулера и Хойла «Синтез элементов в звездах» , чаще называемой статьей B ² FH . ^[3] В этом обзорном документе собраны и уточнены более ранние исследования, получившие широко цитируемую картину, которая обещала объяснить наблюдаемое относительное содержание элементов; но само по себе оно не расширило картину происхождения первичных ядер, предложенную Хойлом в 1954 году, в такой степени, как многие предполагали, за исключением понимания нуклеосинтеза тех элементов, которые 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 нестационарные модели s -процесса в 1961 году ^[15] и r -процесса в 1965 году ^[16] , а также горения кремния с образованием многочисленных ядер альфа-частиц и элементов группы железа. в 1968 г. ^{[17] [18]} и открыл радиогенные хронологии ^[19] для определения возраста элементов.

Поперечное сечение сверхгиганта , показывающее нуклеосинтез и образовавшиеся элементы.

Ключевые реакции

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

Важнейшие реакции звездного нуклеосинтеза:

• Водородный синтез:
  • Дейтериевый синтез
  • Протон -протонная цепочка
  • Цикл углерода -азота-кислорода
• Гелиевый синтез:
  • Процесс тройного альфа
  • Альфа -процесс
• Слияние более тяжелых элементов:
  • Горение лития : процесс, чаще всего встречающийся у коричневых карликов
  • Процесс сжигания углерода
  • Процесс горения неона
  • Процесс сжигания кислорода
  • Процесс сжигания кремния
• Производство элементов тяжелее железа :
  • Захват нейтронов :
    • R -процесс
    • S -процесс
  • Захват протона :
    • rp -процесс
    • p -процесс
  • Фотораспад

Водородный синтез

Водородный синтез (ядерный синтез четырех протонов с образованием ядра гелия-4 ^[20] ) является доминирующим процессом, который генерирует энергию в ядрах звезд главной последовательности . Его еще называют «горением водорода», что не следует путать с химическим горением водорода в окислительной атмосфере. Существует два преобладающих процесса, посредством которых происходит синтез звездного водорода: протон-протонная цепь 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 протон-протонная цепная реакция . Это создает ядро ​​гелия-4 в результате 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 синтеза в результате протон-протонной цепной реакции выделяется около 26,2 МэВ. ^[22] Цикл протон-протонной цепной реакции относительно нечувствителен к температуре; повышение температуры на 10% увеличит производство энергии этим методом на 46%, следовательно, этот процесс синтеза водорода может происходить на трети радиуса звезды и занимать половину массы звезды. Для звезд с массой более 35% массы Солнца ^[23] поток энергии к поверхности достаточно мал, и передача энергии из области ядра происходит за счет радиационной передачи тепла , а не за счет конвективной передачи тепла . ^[24] В результате происходит незначительное примешивание свежего водорода в ядро ​​или продуктов термоядерного синтеза наружу.

В звездах с большей массой доминирующим процессом производства энергии является цикл CNO , который представляет собой каталитический цикл , который использует ядра углерода, азота и кислорода в качестве посредников и в конечном итоге производит ядро ​​гелия, как и в случае с протон-протонной цепочкой. ^[22] За полный цикл CNO выделяется 25,0 МэВ энергии. Разница в энергопроизводстве этого цикла по сравнению с протон-протонной цепной реакцией объясняется потерями энергии при испускании 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 внутри внутренних 15% массы звезды, следовательно, она сильно сконцентрирована в ядре. ^[25] Это приводит к такому интенсивному внешнему потоку энергии, что конвективная передача энергии становится более важной, чем радиационная . В результате область ядра становится зоной конвекции , которая перемешивает область синтеза водорода и поддерживает ее хорошее смешивание с окружающей областью, богатой протонами. ^[26] Эта конвекция ядра происходит в звездах, где цикл CNO составляет более 20% 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 в цикле CNO. ^{[27] [а] [28] : 357  [29] [б]}

Тип процесса синтеза водорода, который преобладает в звезде, определяется разницей температурных зависимостей между двумя реакциями. Протон-протонная цепная реакция начинается при температуре около4 × 10 ⁶  К ^[30] , что делает его доминирующим механизмом синтеза в меньших звездах. Самоподдерживающаяся цепь CNO требует более высокой температуры примерно16 × 10 ⁶  К , но в дальнейшем ее эффективность с повышением температуры возрастает быстрее, чем у протон-протонной реакции. ^[31] Примерно выше17 × 10 ⁶  К цикл CNO становится доминирующим источником энергии. Такая температура достигается в ядрах звезд главной последовательности, масса которых как минимум в 1,3 раза превышает массу Солнца . ^[32] Температура ядра самого Солнца составляет около15,7 × 10 ⁶  К. _ ^{[33] : 5} По мере старения звезды главной последовательности температура ядра будет повышаться, что приведет к неуклонному увеличению вклада ее CNO-цикла. ^[25]

Гелиевый синтез

Звезды главной последовательности накапливают гелий в своих ядрах в результате синтеза водорода, но ядро ​​не становится достаточно горячим, чтобы начать синтез гелия. Синтез гелия начинается, когда звезда покидает ветвь красных гигантов после того, как накопила в своем ядре достаточно гелия, чтобы воспламенить ее. У звезд с массой Солнца это начинается на кончике ветви красных гигантов с гелиевой вспышки из вырожденного гелиевого ядра, а затем звезда переходит в горизонтальную ветвь , 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 сначала движется от AGB к более синим цветам, а затем снова возвращается к так называемому треку Хаяши . Важным следствием синих петель является то, что они порождают классические переменные цефеид , имеющие центральное значение для определения расстояний в Млечном Пути и до близлежащих галактик. ^{[34] : 250} Несмотря на название, звезды на синей петле ветви красных гигантов обычно не голубого цвета, а скорее являются желтыми гигантами, возможно, переменными цефеидами. Они плавят гелий до тех пор, пока ядро ​​не будет состоять в основном из углерода и кислорода . Самые массивные звезды становятся сверхгигантами, когда покидают главную последовательность и быстро начинают синтез гелия, становясь красными сверхгигантами . После того как гелий исчерпается 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 превращаются в углерод посредством 8 Be . ^{[35] : 30} Затем в результате альфа-процесса могут образовываться кислород, неон и более тяжелые элементы. Таким образом, альфа-процесс преимущественно производит элементы с четным числом протонов за счет захвата ядер гелия. Элементы с нечетным числом протонов образуются другими путями синтеза.

Скорость реакции

Плотность скорости реакции между видами A и B , имеющими плотности числа n _{A , B} , определяется выражением:

${\displaystyle r=n_{A}\,n_{B}\,k}$

где k - константа скорости реакции каждой отдельной элементарной бинарной реакции, составляющей процесс ядерного синтеза :

${\displaystyle k=\langle \sigma (v)\,v\rangle }$

здесь σ( v ) — сечение при относительной скорости v , а усреднение проводится по всем скоростям.

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

Однако, поскольку реакция включает квантовое туннелирование , при низких энергиях происходит экспоненциальное затухание, которое зависит от фактора Гамова EG _, что дает уравнение Аррениуса :

${\displaystyle \sigma (E)={\frac {S(E)}{E}}e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}}$

где S ( E ) зависит от деталей ядерного взаимодействия и имеет размерность энергии, умноженной на сечение.

Затем интегрируют по всем энергиям, чтобы получить общую скорость реакции, используя распределение Максвелла – Больцмана и соотношение:

${\displaystyle {\frac {r}{V}}=n_{A}n_{B}\int _{0}^{\infty }{\frac {S(E)}{E}}\,e^{-{\sqrt {\frac {E_{\text{G}}}{E}}}}2{\sqrt {\frac {E}{\pi (kT)^{3}}}}e^{-{\frac {E}{kT}}}\,{\sqrt {\frac {2E}{m_{\text{R}}}}}dE}$

где приведенная масса . ${\displaystyle m_{\text{R}}={\frac {m_{1}m_{2}}{m_{1}+m_{2}}}}$

_Так как это интегрирование имеет экспоненциальное затухание при высоких энергиях формы и при низких энергиях от фактора Гамова, то интеграл практически исчезал везде, за исключением пика, называемого пиком Гамова , ^{[36] :185} при Е0 , 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:

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

Затем показатель степени можно аппроксимировать вокруг 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 аппроксимируется следующим образом: ^[37]

${\displaystyle {\frac {r}{V}}\approx n_{A}\,n_{B}\,{\frac {4{\sqrt {2}}}{\sqrt {3m_{\text{R}}}}}\,{\sqrt {E_{0}}}{\frac {S(E_{0})}{kT}}e^{-{\frac {3E_{0}}{kT}}}}$

Значения S ( E ₀ ) обычно составляют 10 ⁻³ – 10 ³ кэВ · b , но при бета - распаде они сильно затухают из - за связи между периодом полураспада промежуточного связанного состояния ( например дипротона ) и периодом полураспада . период полураспада бета-распада, как в протон-протонной цепной реакции . Обратите внимание, что типичные температуры ядра звезд главной последовательности дают kT порядка кэВ. ^{[38] : гл. 3}

Таким образом, лимитирующая реакция в цикле CNO – захват протона¹⁴
₇Н
, имеет S ( E0 ₎ ~ S (0) = 3,5  кэВ·б, тогда как предельная реакция в протон-протонной цепной реакции — образование дейтерия из двух протонов — имеет значительно меньшую S ( E0 ₎ ~ S ( 0) = 4×10 ⁻²²  кэВ·б. ^{[39] [40]} Между прочим, поскольку первая реакция имеет гораздо более высокий фактор Гамова и из-за относительного содержания элементов в типичных звездах, скорости двух реакций равны при значении температуры, которое находится в пределах температур ядра основных -звезды последовательности. ^{[41] : 211}

Рекомендации

Примечания

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

Цитаты

1. Хойл, Ф. (1946). «Синтез элементов из водорода». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 106 (5): 343–383. Бибкод : 1946MNRAS.106..343H. дои : 10.1093/mnras/106.5.343 .
2. Хойл, Ф. (1954). «О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах. I. Синтез элементов от углерода до никеля». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 1 : 121. Бибкод : 1954ApJS....1..121H. дои : 10.1086/190005.
3. Бербидж, EM; Бербидж, Греция; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» (PDF) . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б. дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
4. Зюсс, HE; Юри, ХК (1956). «Изобилие стихий». Обзоры современной физики . 28 (1): 53–74. Бибкод : 1956РвМП...28...53С. doi : 10.1103/RevModPhys.28.53.
5. Клейтон, Д.Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета.
6. Эддингтон, AS (1920). «Внутреннее строение звезд». Обсерватория . 43 (1341): 341–358. Бибкод : 1920Obs....43..341E. дои : 10.1126/science.52.1341.233. ПМИД  17747682.
7. Эддингтон, AS (1920). «Внутренняя конституция звезд». Природа . 106 (2653): 233–240. Бибкод : 1920Natur.106...14E. дои : 10.1038/106014a0 . ПМИД  17747682.
8. Селле, Д. (октябрь 2012 г.). «Почему сияют звезды» (PDF) . Гайдстар . Хьюстонское астрономическое общество. стр. 6–8. Архивировано (PDF) из оригинала 03 декабря 2013 г.
9. Крейн, К.С., Современная физика ( Хобокен, Нью-Джерси : Wiley , 1983), с. 410.
10. Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах». Физический обзор . 55 (5): 434–456. Бибкод : 1939PhRv...55..434B. дои : 10.1103/PhysRev.55.434 . ПМИД  17835673.
11. Ланг, КР (2013). Жизнь и смерть звезд . Издательство Кембриджского университета. п. 167. ИСБН 978-1-107-01638-5..
12. Клейтон, Д.Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . п. 365.
13. Клейтон, Д.Д. (2007). «История науки: уравнение Хойла». Наука . 318 (5858): 1876–1877. дои : 10.1126/science.1151167. PMID  18096793. S2CID  118423007.
14. Кэмерон, AGW (1957). Звездная эволюция, ядерная астрофизика и нуклеогенез (PDF) (отчет). Атомная энергия Канады Limited . Отчет CRL-41.
15. Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон; Халл, TE; Циммерман, бакалавр (1961). «Цепочки захвата нейтронов в синтезе тяжелых элементов». Анналы физики . 12 (3): 331–408. Бибкод : 1961AnPhy..12..331C. дои : 10.1016/0003-4916(61)90067-7.
16. Сигер, Пенсильвания; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д.Д. (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем нейтронного захвата». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 11 : 121–126. Бибкод : 1965ApJS...11..121S. дои : 10.1086/190111.
17. Боданский, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон (1968). «Нуклеосинтез при горении кремния». Письма о физических отзывах . 20 (4): 161–164. Бибкод : 1968PhRvL..20..161B. doi :10.1103/PhysRevLett.20.161.
18. Боданский, Д.; Клейтон, Д.Д.; Фаулер, Вашингтон (1968). «Ядерное квазиравновесие при горении кремния». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 16 : 299. Бибкод : 1968ApJS...16..299B. дои : 10.1086/190176.
19. Клейтон, Д.Д. (1964). «Косморадиогенные хронологии нуклеосинтеза». Астрофизический журнал . 139 : 637. Бибкод : 1964ApJ...139..637C. дои : 10.1086/147791.
20. Джонс, Лорен В. (2009), Звезды и галактики, Путеводители Гринвуда по вселенной, ABC-CLIO, стр. 65–67, ISBN 978-0-313-34075-8
21. Сидс, Массачусетс, Основы астрономии ( Белмонт, Калифорния : Wadsworth Publishing Company , 1986), стр. 245.
22. Бём-Витенсе, Эрика (1992), Введение в звездную астрофизику, том. 3, Издательство Кембриджского университета , стр. 93–100, ISBN. 978-0-521-34871-3
23. Райнерс, Ансгар; Басри, Гибор (март 2009 г.). «О магнитной топологии частично и полностью конвективных звезд». Астрономия и астрофизика . 496 (3): 787–790. arXiv : 0901.1659 . Бибкод : 2009A&A...496..787R. дои : 10.1051/0004-6361: 200811450. S2CID  15159121.
24. де Лур, Камиэль WH; Дум, К. (1992), Структура и эволюция одиночных и двойных звезд, Библиотека астрофизики и космических наук, том. 179, Спрингер, стр. 200–214, ISBN. 978-0-7923-1768-5
25. Джеффри, К. Саймон (2010), Госвами, А.; Редди, Б.Е. (ред.), «Принципы и перспективы космохимии», Труды по астрофизике и космической науке , Springer, 16 : 64–66, Бибкод : 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 первые экспериментальные доказательства катализированного синтеза, доминирующего во многих звездах». физ.орг . Проверено 26 ноября 2020 г.
28. Чоппин, Г.Р. , Лильензин, Ж.-О. , Ридберг Дж . и Экберг К. Радиохимия и ядерная химия (Кембридж, Массачусетс: Academic Press , 2013), с. 357.
29. Агостини, М.; Альтенмюллер, К.; Аппель, С.; Атрощенко В.; Багдасарян З.; Базилико, Д.; Беллини, Дж.; Бензигер, Дж.; Бионди, Р.; Браво, Д.; Каччанига, Б. (25 ноября 2020 г.). «Экспериментальные доказательства образования нейтрино в термоядерном цикле CNO на Солнце». Природа . 587 (7835): 577–582. arXiv : 2006.15115 . Бибкод : 2020Natur.587..577B. дои : 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 , Книги Springer-Praxis по астрофизике и астрономии (2-е изд.), Springer , с. 108, ISBN 978-3-540-25124-8.
31. Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005), Эволюция звезд и звездного населения, Джон Уайли и сыновья , стр. 119–123, ISBN 978-0-470-09220-0
32. Шулер, Южная Каролина; Кинг, младший; Л.-С. (2009), «Звездный нуклеосинтез в открытом скоплении Гиад», 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 к происхождению жизни ( Weinheim : Wiley-VCH , 2010), стр. 30.
36. Илиадис, К., Ядерная физика звезд (Вайнхайм: Wiley-VCH, 2015), с. 185.
37. «Курс астрофизики Лондонского университетского колледжа: лекция 7 - Звезды» (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 15 января 2017 года . Проверено 8 мая 2020 г.
38. Маоз, Д., Астрофизика в двух словах ( Принстон : Princeton University Press , 2007), гл. 3.
39. Адельбергер, Эрик Г .; Остин, Сэм М.; Бахколл, Джон Н.; Балантекин, А.Б. ; Богерт, Жиль; Браун, Лоуэлл С .; Бухманн, Лотар; Сесил, Ф. Эдвард; Шампанское, Артур Э.; де Брекелер, Людвиг; Дуба, Чарльз А. (1 октября 1998 г.). «Сечения солнечного синтеза». Обзоры современной физики . 70 (4): 1265–1291. arXiv : astro-ph/9805121 . Бибкод : 1998RvMP...70.1265A. doi : 10.1103/RevModPhys.70.1265. ISSN  0034-6861. S2CID  16061677.
40. Адельбергер, Э.Г. (2011). «Сечения солнечного синтеза. II. Циклы Theppchain и CNO». Обзоры современной физики . 83 (1): 195–245. arXiv : 1004.2318 . Бибкод : 2011РвМП...83..195А. doi : 10.1103/RevModPhys.83.195. S2CID  119117147.
41. Гупиль М., Белкасем К., Найнер К., Линьер Ф. и Грин Дж. Дж., ред., Изучение вращения и конвекции звезд: теоретические основы и сейсмическая диагностика (Берлин/Гейдельберг: Springer, 2013), п. 211.

дальнейшее чтение

• Бете, ХА (1939). «Производство энергии в звездах». Физический обзор . 55 (1): 541–547. Бибкод : 1939PhRv...55..103B. дои : 10.1103/PhysRev.55.103 . ПМИД  17835673.
• Бете, ХА (1939). «Производство энергии в звездах». Физический обзор . 55 (5): 434–456. Бибкод : 1939PhRv...55..434B. дои : 10.1103/PhysRev.55.434 . ПМИД  17835673.
• Хойл, Ф. (1954). «О ядерных реакциях, происходящих в очень горячих звездах: синтез элементов от углерода до никеля». Приложение к астрофизическому журналу . 1 : 121–146. Бибкод : 1954ApJS....1..121H. дои : 10.1086/190005.
• Клейтон, Дональд Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Нью-Йорк: МакГроу-Хилл .
• Рэй, А. (2004). «Звезды как термоядерные реакторы: их топливо и пепел». arXiv : astro-ph/0405568 .
• Г. Валлерстайн ; И. Ибен-младший ; П. Паркер; А. М. Боэсгаард ; ГМ Хейл; АЕ Шампанское; и другие. (1997). «Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса» (PDF) . Обзоры современной физики . 69 (4): 995–1084. Бибкод : 1997RvMP...69..995W. doi : 10.1103/RevModPhys.69.995. hdl : 2152/61093 . Архивировано из оригинала (PDF) 26 марта 2009 г. Проверено 4 августа 2006 г.
• Вусли, SE ; А. Хегер; Т. А. Уивер (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд». Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Бибкод : 2002RvMP...74.1015W. doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015. S2CID  55932331.
• Клейтон, Дональд Д. (2003). Справочник изотопов 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. Бахколл (сайт Нобелевской премии, по состоянию на 6 января 2020 г.)
• Нуклеосинтез в Космикопии НАСА