Изворни код странице Zvezdana nukleosinteza

[[Датотека:Nucleosynthesis in a star.gif|мини|Presek [[Supergiant star|superdžina]] koji pokazuje nukleosintezu i formirane elemente.]]

'''Zvezdana nukleosinteza''' je [[nucleosynthesis|stvaranje (nukleosinteza)]] [[chemical element|hemijskih elemenata]] putem reakcija [[nuclear fusion|nuklearne fuzije]] unutar zvezda. Zvezdana nukleosinteza se odvija od [[Big Bang nucleosynthesis|početnog stvaranja]] [[hydrogen|vodonika]], [[helijum]]a i [[litijum]]a tokom [[Big Bang|Velikog praska]]. Kao prediktivna teorija ona daje precizne procene opaženih zastupljenosti elemenata. Ona objašnjava zašto se uočena obilnost elemenata tokom vremena menja i zašto su neki elementi i njihovi izotopi mnogo obilniji od drugih. Ovu teoriju je u početku predložio Fred Hojl 1946. godine<ref name="Hoyle1946"/>, i kasnije ju je razvio 1954. godine.<ref name="Hoyle1954">
{{cite journal | last =Hoyle |first=F. | year =1954
 |title=On Nuclear Reactions Occurring in Very Hot STARS. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel
 |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]
 |volume=1 |issue= |pages=121
 |bibcode=1954ApJS....1..121H
 |doi=10.1086/190005
}}</ref> Dalji napreci su postignuti, posebno u nukleosintezi putem [[Neutron capture|hvatanja neutrona]] elemenatima težim od gvožđa, zaslugom [[Margaret Burbidge|Margaret Berbidž]], [[Geoffrey Burbidge|Džefrija Berbidž]], [[William Alfred Fowler|Vilijama Faulera]] i Hojla u njihovom čuvenom radu iz 1957. godine [[B2FH paper|-{B<sup>2</sup>FH}-]],<ref name="B2FH">{{cite journal |last=Burbidge |first=E. M. |last2=Burbidge |first2=G. R. |last3=Fowler |first3=W.A. |last4=Hoyle |first4=F. |year=1957 |title=Synthesis of the Elements in Stars |url=https://www.pmf.unizg.hr/_download/repository/burbidge_RMP_29_547_1957.pdf |journal=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=29 |issue=4 |pages=547–650 |bibcode=1957RvMP...29..547B |doi=10.1103/RevModPhys.29.547 |access-date=29. 08. 2019 |archive-date=24. 06. 2016 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160624014751/https://www.pmf.unizg.hr/_download/repository/burbidge_RMP_29_547_1957.pdf |url-status=dead }}</ref> koji je postao jedan od najčitanijih radova u istoriji astrofizike.

[[Zvezdana evolucija|Zvezde evoluiraju]] zbog promena u njihovom sastavu (zastupljenosti sastavnih elemenata) tokom njihovog životnog veka, prvo [[hydrogen burning|sagorevanjem vodonika]] ([[Главни низ|glavna sekvenca]] zvezda), zatim [[Triple-alpha process|helijuma]] ([[Crveni džin|crvena džinovska]] zvezda) i progresivno sagorevanjem viših elemenata. Međutim, to samo po sebi značajno ne menja zastupljenost elemenata u svemiru, jer se elementi nalaze u zvezdi. Kasnije tokom svog života, zvezda niske mase će polako odbacivati svoju atmosferu [[Stellar wind|zvezdanim vetrom]], formirajući [[Планетарна маглина|planetarnu maglinu]], dok će zvezda viće mase izbaciti masu putem iznenadnog katastrofalnog događaja zvanog [[supernova]]. Izraz [[supernova nucleosynthesis|nukleosinteza supernove]] koristi se za opisivanje stvaranja elemenata tokom eksplozije masivne zvezde ili belog patuljka.

Napredna sekvenca sagorevanja goriva pokreće se [[gravitational collapse|gravitacionim kolapsom]] i asociranim zagrevanjem, što rezultira u naknadnom sagorevanju [[Carbon-burning process|ugljenika]], [[Oxygen-burning process|kiseonika]] i [[Silicon-burning process|silicijuma]]. Međutim, najveći deo nukleosinteze u rasponu masa A = 28–56 (od silicijuma do nikla) zapravo je uzrokovan [[Supernova#Core collapse|padom]] gornjih slojeva zvezde u jezgro, stvarajući kompresioni [[Shock wave|udarni talas]] koji se odbija nazad. Front šoka nakratko podiže temperaturu za otprilike 50%, uzrokujući intenzivno sagorevanje u trajanju od oko jedne sekunde. Ovo konačno sagorevanje u masivnim zvezdama, koje se naziva ''eksplozivna nukleosinteza'' ili [[Supernova nucleosynthesis|nukleosinteza supernove]], završna je epoha zvezdane nukleosinteze.

Podsticaj razvoju teorije nukleosinteze bilo je otkriće varijacija u [[Abundance of the chemical elements#Universe|obilju elemenata koji se nalaze u univerzumu]]. Potreba za fizičkim opisom bila je već inspirisana relativnim obiljem izotopa hemijskih elemenata u Sunčevom sistemu. Te zastupljenosti prikazane na grafu kao funkcija atomskog broja elementa, imaju nazubljeni testerasti oblik koji varira sa faktorima od desetina miliona (pogledajte [[history of nucleosynthesis theory|istoriju nukleosintezne teorije]]).<ref>
{{cite journal | last =Suess |first=H. E. | last2 =Urey |first2=H. C. | year =1956
 |title=Abundances of the Elements
 |journal=[[Reviews of Modern Physics]]
 |volume=28 |issue=1 |pages=53–74
 |bibcode=1956RvMP...28...53S
 |doi=10.1103/RevModPhys.28.53
}}</ref> Ovo sugeriše prirodni proces koji nije slučajan. Drugi podsticaj za razumevanje procesa zvezdane nukleosinteze dogodio se tokom 20. veka, kada je shvaćeno da [[energija]] oslobođena reakcijama nuklearne fuzije omogućava dugovečnost Sunca kao izvora toplote i svetlosti.<ref name="Clayton1968">
{{cite book | last =Clayton |first=D. D. | year =1968
 |title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis | publisher =University of Chicago Press
}}</ref>

== Istorija ==
[[Датотека:Arthur Stanley Eddington.jpg|250px|десно|мини|Godine 1920, [[Arthur Eddington|Artur Edington]] je predložio da zvezde dobijaju svoju energiju od [[Nuclear fusion#Astrophysical reaction chains|nuklearne fuzije]] [[vodonik]]a čime se formira [[helijum]], i isto tako je pretpostavio da i teži elementi nastaju u zvezdama.]]

Godine 1920, [[Arthur Eddington|Artur Edington]] je na bazi preciznih merenja atomske mase koja je izvršio [[Франсис Вилијам Астон|FV Aston]] i preliminarnog predloga [[Жан Батист Перен|Žana Perena]], predložio da zvezde dobiju svoju energiju od [[nuclear fusion|nuklearne fuzije]] [[vodonik]]a pri čemu se formira [[helijum]], pretpostavio je da i teži elementi nastaju u zvezdama.<ref>
{{cite journal | last =Eddington |first=A. S. | year =1920
 |title=The internal constitution of the stars
 |journal=[[The Observatory (journal)|The Observatory]]
 |volume=43 |pages=341–358
 |bibcode=1920Obs....43..341E
}}</ref><ref>
{{cite journal | last =Eddington |first=A. S | year =1920
 |title=The Internal Constitution of the Stars
 | url =https://archive.org/details/sim_nature-uk_1920-09-02_106_2653/page/n16 |journal=[[Nature (journal)|Nature]]
 |volume=106 |issue=2653 |pages=14
 |bibcode=1920Natur.106...14E
 |doi=10.1038/106014a0
}}</ref><ref>
{{cite web | last =Selle |first=D.
 |date=oktobar 2012
 |title=Why the Stars Shine
 |url=http://www.astronomyhouston.org/sites/default/files/guidestar/2012October.pdf
 |work=Guidestar | pages =6–8 | publisher =Houston Astronomical Society
 |archive-url=https://web.archive.org/web/20131203024638/http://www.astronomyhouston.org/sites/default/files/guidestar/2012October.pdf
 |archive-date=3. 12. 2013
 |url-status=live
}}</ref> Ovo je bio preliminarni korak ka ideji zvezdane nukleosinteze. [[George Gamow|Georgij Gamov]] je 1928. godine izveo ono što se danas naziva [[Gamow factor|Gamov faktor]], [[quantum mechanics|kvantno-mehaničku]] formulu koja je davala verovatnoću da se dva jezgra dovedu dovoljno blizu da [[jaka nuklearna sila]] prevaziđe [[Coulomb barrier|Kulonovu barijeru]]. Gamov faktor su koristili tokom sledeće decenije [[Robert d'Escourt Atkinson|Atkinson]] i [[Fritz Houtermans|Houtermans]], a kasnije i sam Gamov i [[Edward Teller|Edvard Teler]] da dobiju brzinu kojom će se nuklearne reakcije odvijati na visokim temperaturama za koje se veruje da postoje u unutrašnjosti zvezda.

Godine 1939, u radu pod nazivom „Proizvodnja energije u zvezdama”, [[Hans Bethe|Hans Bete]] je analizirao različite mogućnosti reakcija pomoću kojih se vodonik pretvara u helijum.<ref>
{{cite journal | last =Bethe |first=H. A. | year =1939
 |title=Energy Production in Stars
 | url =https://archive.org/details/sim_physical-review_1939-03-01_55_5/page/n9 |journal=[[Physical Review]]
 |volume=55 |issue=5 |pages=434–456
 |bibcode=1939PhRv...55..434B
 |doi=10.1103/PhysRev.55.434
}}</ref> On je definisao dva procesa za koja je smatrao da su izvor energije u zvezdama. Prvi, [[Proton–proton chain reaction|lančana reakcija proton-proton]], je dominantan izvor energije u zvezdama sa masama do oko mase Sunca. Drugi proces, [[Niz ugljenik-azot-kiseonik|ciklus ugljenik-azot-kiseonik]], koji je tako]e razmatrao [[Carl Friedrich von Weizsäcker|Karl Vajczeker]] 1938. godine, važniji je u masivnijim zvezdama glavne sekvence.<ref>{{cite book|last=Lang|first=K. R.|title=The Life and Death of Stars|url=https://books.google.com/books?id=MN-UCkUK9pcC&pg=PA167|year=2013|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-1-107-01638-5|pages=167}}</ref> Ovi radovi odnosili su se na generisanje dovoljne energije da se održava toplota zvezda. Jasan fizički opis proton-proton lanca i CNO ciklusa pojavljuje se u udžbeniku iz 1968.<ref name="Clayton1968"/> Međutim, Beteova dva rada nisu se bavila stvaranjem težih jezgara. Tu teoriju je pokrenuo [[Fred Hojl]] 1946. godine svojim argumentom da će se kolekcija veoma vrućih jezgara termodinamički sastaviti u [[gvožđe]].<ref name="Hoyle1946">
{{cite journal | last =Hoyle |first=F. | year =1946
 |title=The synthesis of the elements from hydrogen
 |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=106 |issue=5 |pages=343–383
 |bibcode=1946MNRAS.106..343H
 |doi=10.1093/mnras/106.5.343
}}</ref> Hojl je to propratio 1954. godine, publikacijom sa opisom naprednih stupnjeva fuzije unutar masivnih zvezda pri čemu dolazi do sinteze elemenata od [[ugljenik]]a do gvožđa.<ref name="Hoyle1954"/><ref>
{{cite journal | last =Clayton |first=D. D.
 |title=HISTORY OF SCIENCE: Hoyle's Equation
 |journal=[[Science (journal)|Science]] | year =2007
 |volume=318 |issue=5858 |pages=1876–1877
 |bibcode=
 |doi=10.1126/science.1151167
|pmid=18096793
 }}</ref>

Hojlova teorija proširena je i na druge procese, počevši sa objavljivanja pregleda [[Margaret Burbidge|Berbidž]], [[Geoffrey Burbidge|Berbidž]], [[William Alfred Fowler|Faulera]] i Hojla 1957. godine (koji se obično naziva [[B2FH paper|-{B<sup>2</sup>FH}- publikacijom]]).<ref name="B2FH"/> Ovaj pregled je prikupio i rafinirao ranija istraživanja ekstenzivno citirane slike za koju se smatralo da može da objasni postojeće relativno obilje elemenata; međutim ona sama nije uvećala Hojlovu sliku iz 1954. godine o poreklu primarnih jezgara u meri u kojoj se pretpostavljalo, osim u pogledu razumevanja nukleosinteze elemenata težih od gvožđa pomoću zarobljavanja neutrona. Značajna poboljšanja su postigli [[Alastair G. W. Cameron|Alister Kameron]] i [[Donald D. Clayton|Donald Klejton]]. Kameron je predstavio svoj nezavisni pristup<ref>
{{cite report | last =Cameron |first=A. G. W. | year =1957
 |title=Stellar Evolution, Nuclear Astrophysics, and Nucleogenesis
 |url=https://fas.org/sgp/eprint/CRL-41.pdf | publisher =Atomic Energy of Canada
 |id=Report CRL-41
}}</ref> (uglavnom sledeći Hojlov pristup) nukleosinteze. On je uveo upotrebu računare u vremenski zavisne proračune evolucije nuklearnih sistema. Klejton je izračunao prve vremenski zavisne modele [[S-process|S-procesa]]<ref>
{{cite journal | last =Clayton |first=D. D. | last2 =Fowler |first2=W. A. | last3 =Hull |first3=T. E. | last4 =Zimmerman |first4=B. A. | year =1961
 |title=Neutron capture chains in heavy element synthesis
 |journal=[[Annals of Physics]]
 |volume=12 |issue=3 |pages=331–408
 |bibcode=1961AnPhy..12..331C
 |doi=10.1016/0003-4916(61)90067-7
}}</ref> i [[R-process|R-procesa]],<ref name="Seeger1965">
{{cite journal | last =Seeger |first=P. A. | last2 =Fowler |first2=W. A. | last3 =Clayton |first3=D. D. | year =1965
 |title=Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture
 |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]
 |volume=11 |issue=|pages=121–126
 |bibcode=1965ApJS...11..121S
 |doi=10.1086/190111
}}</ref> kao i sagorevanja silicijuma u izobilnim jezgrama alfa-čestica i elemenata grupe gvožđa,<ref name="Bodansky1968a">
{{cite journal | last =Bodansky |first=D. | last2 =Clayton |first2=D. D. | last3 =Fowler |first3=W. A. | year =1968
 |title=Nucleosynthesis During Silicon Burning
 |journal=[[Physical Review Letters]]
 |volume=20 |issue=4 |pages=161–164
 |bibcode=1968PhRvL..20..161B
 |doi=10.1103/PhysRevLett.20.161
|url=https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1393&context=physastro_pubs
 }}</ref><ref name="Bodansky1968b">
{{cite journal | last =Bodansky |first=D. | last2 =Clayton |first2=D. D. | last3 =Fowler |first3=W. A. | year =1968
 |title=Nuclear Quasi-Equilibrium during Silicon Burning
 |journal=[[The Astrophysical Journal Supplement Series]]
 |volume=16 |issue=|pages=299
 |bibcode=1968ApJS...16..299B
 |doi=10.1086/190176
}}</ref> i otkrio je radiogene hronologije<ref>
{{cite journal | last =Clayton |first=D. D. | year =1964
 |title=Cosmoradiogenic Chronologies of Nucleosynthesis
 |journal=[[The Astrophysical Journal]]
 |volume=139 |pages=637
 |bibcode=1964ApJ...139..637C
 |doi=10.1086/147791
 |url=https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?article=1305&context=physastro_pubs
 }}</ref> za utvrđivanje starosti elemenata. Čitavo polje istraživanja brzo se proširilo tokom 1970-ih.

== Ključne reakcije ==
[[File:Nucleosynthesis periodic table.svg|thumb|right|500px|Verzija periodnog sistema koji ukazuje na poreklo – uključujući zvezdanu nukleosintezu – elemenata.]]
Najvažnije reakcije u zvezdanoj nukleosintezi:
* Fuzija [[vodonik]]a:
** [[Deuterium fusion|Fuzija deuterijuma]]
** [[proton–proton chain|Lanac proton-proton]]
** [[CNO cycle|Ciklus ugljenik-azot-kiseonik]]
* Fuzija [[helijum]]a:
** [[triple-alpha process|Trostruki alfa proces]]
** [[alpha process|Alfa proces]]
* Fuzija težih elemenata:
** [[Lithium burning|Sagorevanje litijuma]]: proces koji se najčešće nalazi kod [[brown dwarf|smeđih patuljaka]]
** [[Carbon-burning process|Proces sagorevanja ugljenika]]
** [[Neon-burning process|Proces sagorevanja neona]]
** [[Oxygen-burning process|Proces sagorevanja kiseonika]]
** [[Silicon-burning process|Proces sagorevanja silicijuma]]
* Proizvodnja elemenata težih od [[iron|gvožđa]]:
** Hvatanje [[neutron]]a:
*** [[r-process|r-proces]]
*** [[s-process|s-proces]]
** Hvatanje [[proton]]a:
*** [[rp-process|rp-proces]]
*** [[p-process|p-proces]]
** [[Photodisintegration|Fotodezintegracija]]

=== Fuzija vodonika ===
{{Main-lat|Proton-proton lančana reakcija|CNO ciklus|Deuteriumska fuzija}}
{{multiple image
| align     = right
| direction = vertical
| width     = 300
| image1    = Fusion in the Sun.svg
| caption1  = '''Proton–proton lančana reakcija'''
| image2    = CNO Cycle.svg
| caption2  = '''CNO-I ciklus'''<br />Jezgro helijuma se oslobađa u gornjem levom koraku.
}}

Fuzija vodonika (nuklearna fuzija četiri protona da bi se formiralo jezgro [[helium-4|helijuma-4]]<ref name=jones2009/>) je dominantni proces koji generiše energiju u jezgru zvezda [[main sequence|glavne sekvence]]. Takođe se naziva „sagorevanjem vodonika”, što ne treba mešati sa [[Chemical reaction|hemijskim]] [[hydrogen#Combustion|sagorevanjem vodonika]] u [[oxidizing|oksidacionoj]] atmosferi. Postoje dva preovlađujuća procesa u kojima se dešava fuzija zvezdanog vodonika: [[proton–proton chainproton-protonski lanac]] i ciklus ugljenik-azot-kiseonik (CNO). Devedeset procenata svih zvezda, sa izuzetkom [[white dwarfs|belih patuljaka]], spaja vodonik pomoću ova dva procesa.<ref>Seeds, M. A., ''Foundations of Astronomy'' ([[Belmont, California|Belmont, CA]]: [[Cengage|Wadsworth Publishing Company]], 1986), p. 245.</ref>{{rp|245}}

U jezgrima zvezda glavne sekvence manje mase, kao što je [[Sunce]], dominantan proces proizvodnje energije je [[proton–proton chain reaction|lančana reakcija proton-proton]]. Ovo stvara jezgro helijuma-4 nizom reakcija koje počinju fuzijom dva protona da bi se formiralo jezgro [[deuterijum]]a (jedan proton plus jedan neutron) zajedno sa izbačenim pozitronom i neutrinom.<ref name=bohm_vitense1992/> U svakom potpunom ciklusu fuzije, proton-protonska lančana reakcija oslobađa oko 26,2 MeV.<ref name=bohm_vitense1992/> Ciklus lančane reakcije proton-proton je relativno neosetljiv na temperaturu; porast temperature od 10% povećao bi proizvodnju energije ovom metodom za 46%, te se ovaj proces fuzije vodonika može odvijati u do trećine poluprečnika zvezde i zauzeti polovinu mase zvezde. Za zvezde veće od 35% mase Sunca,<ref name=aaa496_3_787/> [[energy flux|energetski tok]] prema površini je dovoljno nizak i prenos energije iz oblasti jezgra ostaje [[radiative heat transfer|radijativni prenos toplote]], a ne [[Convection (heat transfer)|konvektivni prenos toplote]].<ref name=deloore_doom1992/> Kao rezultat, postoji malo mešanja svežeg vodonika u jezgru ili fuzionih proizvoda izvan.

Kod zvezda veće mase, dominantan proces proizvodnje energije je [[CNO cycle|CNO ciklus]], koji je [[catalytic cycle|katalitički ciklus]] koji koristi jezgra ugljenika, azota i kiseonika kao posrednike i na kraju proizvodi jezgro helijuma kao kod proton-protonskog lanca.<ref name=bohm_vitense1992/> Tokom kompletnog CNO ciklusa, oslobađa se 25,0 MeV energije. Razlika u proizvodnji energije ovog ciklusa, u poređenju sa lančanom reakcijom proton-proton, objašnjava se energijom izgubljenom emisijom [[neutrino|neutrina]].<ref name=bohm_vitense1992/> CNO ciklus je veoma osetljiv na temperaturu, porast temperature od 10% bi proizveo 350% porast proizvodnje energije. Oko 90% generisanja energije CNO ciklusa se dešava unutar 15% mase zvezde, te je stoga snažno koncentrisano u jezgru.<ref name=jeffrey2010/> Ovo rezultira tako intenzivnim spoljnim energetskim fluksom da [[convective|konvektivni]] prenos energije postaje važniji od [[radiative transfer|prenosa zračenja]]. Kao rezultat, region jezgra postaje [[convection zone|zona konvekcije]], koja meša region fuzije vodonika i održava ga dobro izmešanim sa okolnim regionom bogatim protonima.<ref name=karttunen_oja2007/> Ova konvekcija jezgra se dešava u zvezdama gde CNO ciklus doprinosi više od 20% ukupne energije. Kako zvezda stari i temperatura jezgra raste, oblast koju zauzima zona konvekcije polako se smanjuje sa 20% mase do unutrašnjih 8% mase.<ref name=jeffrey2010/> Sunce proizvodi oko 1% svoje energije iz CNO ciklusa.<ref>{{Cite web|title=Neutrinos yield first experimental evidence of catalyzed fusion dominant in many stars|url=https://phys.org/news/2020-11-neutrinos-yield-experimental-evidence-catalyzed.html|access-date=2020-11-26|website=phys.org|language=en}}</ref>{{efn|Fizičarka elementarnih čestica Andrea Pokar ističe: „Potvrda da CNO gori na našem suncu, gde učestvuje sa samo jedan procenat, jača naše pouzdanje da razumemo kako zvezde funkcionišu.”}}<ref>[[Gregory Robert Choppin|Choppin, G. R.]], [[Jan-Olov Liljenzin|Liljenzin, J.-O.]], [[Jan Rydberg|Rydberg, J.]], & Ekberg, C., ''Radiochemistry and Nuclear Chemistry'' (Cambridge, MA: [[Academic Press]], 2013), [https://books.google.com/books?id=CN88gBPtiucC&pg=PA357&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 357].</ref>{{rp|357}}<ref>{{Cite journal|last1=Agostini|first1=M.|last2=Altenmüller|first2=K.|last3=Appel|first3=S.|last4=Atroshchenko|first4=V.|last5=Bagdasarian|first5=Z.|last6=Basilico|first6=D.|last7=Bellini|first7=G.|last8=Benziger|first8=J.|last9=Biondi|first9=R.|last10=Bravo|first10=D.|last11=Caccianiga|first11=B.|date=25 November 2020|title=Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun|url=https://www.nature.com/articles/s41586-020-2934-0|journal=Nature|language=en|volume=587|issue=7835|pages=577–582|doi=10.1038/s41586-020-2934-0|pmid=33239797|issn=1476-4687|arxiv=2006.15115|bibcode=2020Natur.587..577B|s2cid=227174644}}</ref>{{efn|„Ovaj rezultat stoga otvara put ka direktnom merenju solarne metalnosti korišćenjem CNO neutrina. Naši nalazi kvantifikuju da je relativni doprinos CNO fuzije na Suncu reda veličine 1 odsto.“—M. Agostini, et al.}}

Tip procesa fuzije vodonika koji dominira u zvezdi je određen razlikama u zavisnosti od temperature između dve reakcije. Lančana reakcija proton-proton počinje na temperaturama oko {{val|4|e=6|ul=K}},<ref name=reid_hawley2005/> što je čini dominantnim mehanizmom fuzije u manjim zvezdama. Samoodržavajući CNO lanac zahteva višu temperaturu od približno {{val|1.6|e=7|u=K}}, ali nakon toga raste brže u efikasnosti kako temperatura raste, nego što to čini reakcija proton-proton.<ref name=salaris_cassini2005/> Iznad približno {{val|1.7|e=7|u=K}}, CNO ciklus postaje dominantan izvor energije. Ova temperatura se postiže u jezgru zvezda glavne sekvence sa najmanje 1,3 puta većom masom od [[Sun|Sunca]].<ref name=apj701_1_837/> Samo Sunce ima temperaturu jezgra od oko {{val|1.57|e=7|u=K}}.<ref>Wolf, E. L., ''Physics and Technology of Sustainable Energy'' ([[Oxford]], [[Oxford University Press]], 2018), [https://books.google.com/books?id=BP9eDwAAQBAJ&pg=PA5&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 5].</ref>{{rp|5}} Kako zvezda glavne sekvence stari, temperatura jezgra će rasti, što će rezultirati stalnim povećanjem doprinosa njenog CNO ciklusa.<ref name=jeffrey2010/>

=== Fuzija helijuma ===
{{Main-lat|Trostruki alfa proces|Alfa proces}}

Zvezde glavne sekvence akumuliraju helijum u svojim jezgrima kao rezultat fuzije vodonika, ali jezgro ne postaje dovoljno vruće da započne fuziju helijuma. Fuzija helijuma prvo počinje kada zvezda napusti [[red giant branch|granu crvenog džina]] nakon što akumulira dovoljno helijuma u svom jezgru da ga zapali. U zvezdama oko mase Sunca, ovo počinje na vrhu grane crvenog džina sa [[helium flash|bleskom helijuma]] iz [[Degenerate matter|degenerisanog]] helijumskog jezgra, a zvezda se pomera ka [[horizontal branch|horizontalnoj grani]] gde sagoreva helijum u svom jezgru. Masivnije zvezde zapaljuju helijum u svom jezgru bez bljeska i izvode [[blue loop|plavu petlju]] pre nego što stignu do [[asymptotic giant branch|asimptotske džinovske grane]]. Takva zvezda se u početku udaljava od AGB-a ka plavim bojama, a zatim se ponovo vraća na ono što se zove [[Hayashi track|Hajaši staza]]. Važna posledica plavih petlji je da one dovode do klasičnih [[Cepheid variable|promenljivih Cefeida]], od centralnog značaja za određivanje rastojanja u [[Milky Way|Mlečnom putu]] i do obližnjih galaksija.<ref>Karttunen, H., Kröger, P., Oja, H., Poutanen, M., & Donner, K. J., eds., ''Fundamental Astronomy'' ([[Berlin]]/[[Heidelberg]]: [[Springer Science+Business Media|Springer]], 1987), [https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA250&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 250].</ref>{{rp|250}} Uprkos nazivu, zvezde na plavoj petlji grane crvenog džina obično nisu plave boje, već su prilično žuti divovi, verovatno promenljive Cefeide. One spajaju helijum sve dok jezgro ne bude uglavnom [[ugljenik]] i [[kiseonik]]. Najmasivnije zvezde postaju supergiganti kada napuste glavnu sekvencu i brzo započnu fuziju helijuma dok postaju [[red supergiant|crveni supergiganti]]. Nakon što se helijum iscrpi u jezgru zvezde, fuzija helijuma će se nastaviti u ljusci oko ugljenik-kiseoničkog jezgra.<ref name=jones2009/><ref name=deloore_doom1992/>

U svim slučajevima, helijum se spaja sa ugljenikom preko trostrukog alfa procesa, odnosno tri jezgra helijuma se transformišu u ugljenik preko [[Beryllium-8|<sup>8</sup>Be]].<ref>Rehder, D., ''Chemistry in Space: From Interstellar Matter to the Origin of Life'' ([[Weinheim]]: [[Wiley-VCH]], 2010), [https://books.google.com/books?id=baI91e8lgm0C&pg=PT30&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 30].</ref>{{rp|30}} Ovo onda može da formira kiseonik, [[neon]] i teže elemente putem alfa procesa. Na ovaj način, alfa proces prvenstveno proizvodi elemente sa parnim brojem protona hvatanjem jezgara helijuma. Elementi sa neparnim brojem protona nastaju drugim putevima fuzije.<ref>[[Michael Perryman|Perryman, M.]], ''The Exoplanet Handbook'' (Cambridge: Cambridge University Press, 2011), [https://books.google.com/books?id=ngtmDwAAQBAJ&pg=PA398&redir_esc=y#v=onepage&q&f=false p. 398].</ref>{{rp|398}}

== Brzina reakcije ==

Gustina brzine reakcije između vrsta ''A'' i ''B'', koje imaju brojevnu gustinu ''n''<sub>''A'',''B''</sub>, data je kao: 
<math display="block">r = n_A \, n_B \, k </math>
gde je ''k'' [[reaction rate constant|konstanta brzine reakcije]] svake pojedinačne elementarne binarne reakcije koja čini proces [[nuclear fusion|nuklearne fuzije]]:
<math display="block">k = \langle \sigma(v)\,v \rangle</math>
ovde je, ''σ''(''v'') poprečni presek pri relativnoj brzini ''v'', a usrednjavanje se vrši po svim brzinama.

Poluklasično, poprečni presek je proporcionalan <math>\pi\,\lambda^2</math>, gde je <math>\lambda = h/p</math> [[matter wave|de Broljeva talasna dužina]]. Tako je poluklasično poprečni presek proporcionalan sa <math display="inline">\frac{m}{E}</math>.

Međutim, pošto reakcija uključuje [[quantum tunneling|kvantno tunelisanje]], postoji eksponencijalno prigušenje pri niskim energijama koje zavisi od [[Gamow factor|Gamov faktora]] ''E''<sub>G</sub>, dajući [[Arrhenius equation|Arenijusovu jednačinu]]:
<math display="block">\sigma(E) = \frac{S(E)}{E} e^{-\sqrt{\frac{E_\text{G}}{E}}}</math>
gde ''S''(''E'') zavisi od detalja nuklearne interakcije, i ima dimenziju energije pomnožene sa poprečnim presekom.

Zatim se integriše preko svih energija da bi se dobila ukupna brzina reakcije, koristeći [[Maxwell–Boltzmann distribution#Distribution for the energy|Maksvel-Bolcmanovu raspodelu]] i relaciju:
<math display="block">\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</math>
gde je <math>m_\text{R} = \frac{m_1 m_2}{m_1 + m_2}</math> [[reduced mass|redukovana masa]].

Pošto ova integracija ima eksponencijalno prigušenje pri visokim energijama oblika <math>\sim e^{-\frac{E}{kT}}</math> i pri niskim energijama od Gamovovog faktora, integral je skoro nestao svuda osim oko vrha, zvanog '''Gamov vrh''',<ref>Iliadis, C., ''Nuclear Physics of Stars'' (Weinheim: Wiley-VCH, 2015), [https://books.google.com/books?id=kLZNCAAAQBAJ&pg=PA185 p. 185].</ref>{{rp|185}} na ''E''<sub>0</sub>, gde:
<math display="block">\frac{\partial}{\partial E} \left( -\sqrt{\frac{E_\text{G}}{E}} - \frac{E}{kT}\right) \, = \, 0</math>

Stoga je:
<math display="block">E_0 = \left(\frac{1}{2}kT \sqrt{E_\text{G}}\right)^\frac{2}{3}</math>

Eksponent se tada može aproksimirati oko ''E''<sub>0</sub> kao:
<math display="block">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)</math>

A brzina reakcije je približna kao:<ref>{{Cite web|url=http://zuserver2.star.ucl.ac.uk/~idh/PHAS2112/Lectures/Current/Part7.pdf|title=University College London astrophysics course: lecture 7 – Stars|access-date=May 8, 2020|archive-url=https://web.archive.org/web/20170115214447/http://zuserver2.star.ucl.ac.uk/~idh/PHAS2112/Lectures/Current/Part7.pdf|archive-date=January 15, 2017|url-status=dead}}</ref>
<math display="block">\frac{r}{V} \approx n_A \, n_B  \, \frac{4\sqrt{2}}{\sqrt{3 m_\text{R}}}\, \sqrt{E_0} \frac{S(E_0)}{kT} e^{-\frac{3E_0}{kT}} </math>

Vrednosti ''S''(''E''<sub>0</sub>) su tipično {{nowrap|10<sup>−3</sup> – 10<sup>3</sup> [[keV]]·[[barn (unit)|b]]}}, ali su prigušene velikim faktorom kada se radi o [[beta decay|beta raspadu]], zbog relacije između poluživota srednjeg vezanog stanja (npr. [[diproton|diprotona]]) i beta raspadnog [[poluživot]]a, kao u [[proton–proton chain reaction|lančanoj reakciji proton-proton]]. Treba imati na umu da tipične temperature jezgra zvezda [[main-sequence star|glavne sekvence]] daju ''kT'' reda keV.<ref>Maoz, D., ''Astrophysics in a Nutshell'' ([[Princeton, New Jersey|Princeton]]: [[Princeton University Press]], 2007), [https://assets.press.princeton.edu/chapters/s3-10772.pdf ch. 3].</ref>{{rp|ch. 3}}

Tako, ograničavajuća reakcija u [[CNO cycle|CNO ciklusu]], hvatanje protona sa {{nuclide|nitrogen|14|link=yes}}, ima ''S''(''E''<sub>0</sub>) ~ ''S''(0) = 3,5{{nbsp}}keV·b, dok ograničavajuća reakcija u [[proton–proton chain reactionlančanoj reakciji proton–proton]], stvaranja [[deuterijum]]a iz dva protona, ima mnogo manji ''S''(''E''<sub>0</sub>) ~ ''S''(0) = 4×10<sup>−22</sup>{{nbsp}}keV·b.<ref>{{Cite journal|last1=Adelberger|first1=Eric G.|author1-link=Eric G. Adelberger|last2=Austin|first2=Sam M.|last3=Bahcall|first3=John N.|last4=Balantekin|first4=A. B.|author4-link=A. Baha Balantekin|last5=Bogaert|first5=Gilles|last6=Brown|first6=Lowell S.|author6-link=Lowell S. Brown|last7=Buchmann|first7=Lothar|last8=Cecil|first8=F. Edward|last9=Champagne|first9=Arthur E.|last10=de Braeckeleer|first10=Ludwig|last11=Duba|first11=Charles A.|date=1998-10-01|title=Solar fusion cross sections|journal=Reviews of Modern Physics|language=en|volume=70|issue=4|pages=1265–1291|doi=10.1103/RevModPhys.70.1265|arxiv=astro-ph/9805121|bibcode=1998RvMP...70.1265A|s2cid=16061677|issn=0034-6861}}</ref><ref>{{Cite journal |arxiv = 1004.2318|doi = 10.1103/RevModPhys.83.195|bibcode = 2011RvMP...83..195A|title = Solar fusion cross sections. II. Theppchain and CNO cycles|year = 2011|last1 = Adelberger|first1 = E. G.|journal = Reviews of Modern Physics|volume = 83|issue = 1|pages = 195–245|s2cid = 119117147}}</ref> Uzgred, pošto prva reakcija ima mnogo veći Gamov faktor i zbog relativnog [[abundance of elements|obilja elemenata]] u tipičnim zvezdama, dve brzine reakcije su jednake na vrednosti temperature koja je unutar opsega temperature jezgra zvezda glavne sekvence.<ref>Goupil, M., Belkacem, K., Neiner, C., Lignières, F., & Green, J. J., eds., ''Studying Stellar Rotation and Convection: Theoretical Background and Seismic Diagnostics'' (Berlin/Heidelberg: Springer, 2013), [https://books.google.com/books?id=ovO5BQAAQBAJ&pg=PA211 p. 211].</ref>

== Napomene ==
{{notelist}}

== Reference ==
{{reflist|30em|refs=
<ref name=jones2009>{{citation | first1=Lauren V. | last1=Jones | title=Stars and galaxies | series=Greenwood guides to the universe | publisher=ABC-CLIO | date=2009 | isbn=978-0-313-34075-8 | pages=65–67 | url=https://books.google.com/books?id=BuyIHbwsm0sC&pg=PA65 }}</ref>

<ref name=bohm_vitense1992>{{citation | first1=Erika | last1=Böhm-Vitense | author-link=Erika Böhm-Vitense | title=Introduction to Stellar Astrophysics | volume=3 | publisher=[[Cambridge University Press]] | date=1992 | isbn=978-0-521-34871-3 | pages=93–100 | url=https://books.google.com/books?id=msZMEvEpxG8C&pg=PA93 }}</ref>

<ref name=karttunen_oja2007>{{citation | first1=Hannu | last1=Karttunen | first2=Heikki | last2=Oja | title=Fundamental astronomy | edition=5th | publisher=Springer | date=2007 | isbn=978-3-540-34143-7 | page=[https://books.google.com/books?id=DjeVdb0sLEAC&pg=PA247 247]}}.</ref>

<ref name=jeffrey2010>{{citation | first1=C. Simon | last1=Jeffrey | editor1-first=A. | editor1-last=Goswami | editor2-first=B. E. | editor2-last=Reddy | title=Principles and Perspectives in Cosmochemistry | journal=Astrophysics and Space Science Proceedings | volume=16 | publisher=Springer | date=2010 | isbn=978-3-642-10368-1 | pages=64–66 | url=https://books.google.com/books?id=gCr9WVH0utwC&pg=PA64 | bibcode=2010ASSP...16.....G | doi=10.1007/978-3-642-10352-0 }}</ref>

<ref name=aaa496_3_787>{{cite journal |last1=Reiners |first1=Ansgar |last2=Basri |first2=Gibor |authorlink2=Gibor Basri|title=On the magnetic topology of partially and fully convective stars |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=496 |issue=3 |pages=787–790 |date=March 2009 |doi=10.1051/0004-6361:200811450 |bibcode=2009A&A...496..787R |arxiv=0901.1659 |s2cid=15159121 }}</ref>

<ref name=deloore_doom1992>{{citation | first1=Camiel W. H. | last1=de Loore | first2=C. | last2=Doom | title=Structure and evolution of single and binary stars | volume=179 | series=Astrophysics and space science library | publisher=Springer | date=1992 | isbn=978-0-7923-1768-5 | pages=200–214 | url=https://books.google.com/books?id=LJgNIi0vkeYC&pg=PA200 }}</ref>

<ref name=reid_hawley2005>{{citation | first1=I. Neill | last1=Reid | last2=Hawley | first2=Suzanne L. | title=New light on dark stars: red dwarfs, low-mass stars, brown dwarfs | series=Springer-Praxis books in astrophysics and astronomy | edition=2nd | publisher=[[Springer Science+Business Media|Springer]] | date=2005 | isbn=978-3-540-25124-8 | page=[https://books.google.com/books?id=o7pe7Fp4JaAC&pg=PA108 108]}}.</ref>

<ref name=salaris_cassini2005>{{citation | first1=Maurizio | last1=Salaris | first2=Santi | last2=Cassisi | title=Evolution of stars and stellar populations | publisher=[[John Wiley and Sons]] | date=2005 | isbn=978-0-470-09220-0 | pages=119–123 | url=https://books.google.com/books?id=p4ojTNkcFx8C&pg=PA119 }}</ref>

<ref name=apj701_1_837>{{citation | last1=Schuler | first1=S. C. | last2=King |first2=J. R. | last3=The |first3=L.-S. | date=2009 | title=Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster | journal=[[The Astrophysical Journal]] | volume=701 | issue=1 | pages=837–849 | arxiv=0906.4812 | bibcode=2009ApJ...701..837S | doi=10.1088/0004-637X/701/1/837 | s2cid=10626836 }}</ref>


}}

== Literatura ==
{{refbegin|30em}}
* {{cite journal|last=Bethe|first=H. A.| year=1939|title=Energy Production in Stars|url=https://archive.org/details/sim_physical-review_1939-01-01_55_1/page/n101|journal=[[Physical Review]]|volume=55|issue=1|doi=10.1103/PhysRev.55.103|bibcode = 1939PhRv...55..103B | pages = 103}}
* {{cite journal|last=Bethe|first=H. A.| year=1939|title=Energy Production in Stars|url=https://archive.org/details/sim_physical-review_1939-03-01_55_5/page/n9|journal=[[Physical Review]]|volume=55|issue=5|doi= 10.1103/PhysRev.55.434|bibcode = 1939PhRv...55..434B | pages = 434–456}}
* {{cite journal|last=Hoyle|first=F.| year=1954|title=On Nuclear Reactions occurring in very hot stars: Synthesis of elements from carbon to nickel|journal=[[Astrophysical Journal Supplement]]|volume=1|doi=10.1086/190005|bibcode = 1954ApJS....1..121H | pages = 121–146}}
* {{Cite book| ref = harv | last=Clayton|first=Donald D.|authorlink=Donald D. Clayton|title=Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis| url = https://archive.org/details/principlesofstel00clay |publisher=[[McGraw-Hill]]|location=New York| year=1968}}
* {{cite arXiv|eprint=astro-ph/0405568|last=Ray|first=A.|title=Stars as thermonuclear reactors: Their fuels and ashes| year=2004}}
* {{cite journal | display-authors= 6 | author= G. Wallerstein | author2= I. Iben Jr. | author3= P. Parker | author4= A.M. Boesgaard | author5= G.M. Hale | author6= A. E. Champagne | author7= C.A. Barnes | author8= F. Käppeler | author9= V.V. Smith | author10= R.D. Hoffman | author11= F.X. Timmes | author12= C. Sneden | author13= R.N. Boyd | author14= B.S. Meyer | author15= D.L. Lambert | title= Synthesis of the elements in stars: forty years of progress | journal= [[Reviews of Modern Physics]] | date= 1997 | volume= 69 | issue= 4 | url= http://cococubed.asu.edu/papers/wallerstein97.pdf | accessdate=4. 8. 2006 | doi= 10.1103/RevModPhys.69.995 | bibcode= 1997RvMP...69..995W |url-status=dead | archiveurl= https://web.archive.org/web/20090326090810/http://cococubed.asu.edu/papers/wallerstein97.pdf | archivedate=26. 3. 2009 | df= | pages = 995–1084 }}
* {{cite journal | last=Woosley | first=S. E. |author2=A. Heger |author3=T. A. Weaver | title=The evolution and explosion of massive stars | journal=[[Reviews of Modern Physics]] | year=2002 | volume=74 | issue=4 | bibcode=2002RvMP...74.1015W | doi=10.1103/RevModPhys.74.1015 | pages = 1015–1071 }}
* {{Cite book| ref = harv | last=Clayton|first=Donald D.|title=Handbook of Isotopes in the Cosmos| url = https://archive.org/details/handbookofisotop0000clay |publisher=[[Cambridge University Press]]|location=Cambridge| year=2003|isbn=978-0-521-82381-4}}
{{refend}}

== Spoljašnje veze ==
{{Commons category-lat|Stellar nucleosynthesis}}
* -{[http://nobelprize.org/physics/articles/fusion/index.html How the Sun Shines] {{Wayback|url=http://nobelprize.org/physics/articles/fusion/index.html |date=20081203180052 }} by [[John N. Bahcall]]}-
* -{[http://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html Nucleosynthesis] {{Wayback|url=http://helios.gsfc.nasa.gov/nucleo.html |date=20090120022643 }} in [[NASA]]'s Cosmicopia}-

{{Authority control-lat}}

[[Категорија:Звездана астрономија]]