Звездная нуклеосинтез является создание (нуклеосинтеза) из химических элементов с помощью ядерного синтеза реакций внутри звезд. Звездная нуклеосинтез произошло после первоначального создания из водорода , гелия и лития во время Большого взрыва . В качестве предсказательной теории она дает точные оценки наблюдаемого содержания элементов. Это объясняет, почему наблюдаемые содержания элементов меняются со временем и почему одних элементов и их изотопов гораздо больше, чем других. Теория была первоначально предложена Фредом Хойлом в 1946 г. [1]который позже усовершенствовал его в 1954 году. [2] Дальнейшие успехи, особенно в области нуклеосинтеза путем захвата нейтронов элементов тяжелее железа, были сделаны Маргарет и Джеффри Бербидж , Уильямом Альфредом Фаулером и Хойлом в их знаменитой статье 1957 года B 2 FH , [3 ], которая стала одной из самых цитируемых статей в истории астрофизики.
Звезды эволюционируют из-за изменений в их составе (изобилии составляющих их элементов) на протяжении их жизни, сначала за счет сжигания водорода ( звезда главной последовательности ), затем гелия ( звезда горизонтальной ветви ) и постепенного сжигания высших элементов. Однако это само по себе существенно не меняет содержание элементов во Вселенной, поскольку элементы содержатся внутри звезды. Позже в своей жизни звезда с малой массой будет медленно выбрасывать свою атмосферу с помощью звездного ветра , образуя планетарную туманность , в то время как звезда с большей массой выбрасывает массу в результате внезапного катастрофического события, называемого сверхновой . Термин « нуклеосинтез сверхновой» используется для описания создания элементов во время взрыва массивной звезды или белого карлика.
Продвинутая последовательность сжигания топлива осуществляется за счет гравитационного коллапса и связанного с ним нагрева, 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. Фронт удара кратковременно повышает температуру примерно на 50%, вызывая яростное горение примерно на секунду. Это окончательное горение массивных звезд, называемое взрывным нуклеосинтезом или нуклеосинтезом сверхновых , является последней эпохой звездного нуклеосинтеза.
Стимулом к развитию теории нуклеосинтеза послужило открытие вариаций содержания элементов во Вселенной . Потребность в физическом описании уже была вызвана относительным содержанием изотопов химических элементов в Солнечной системе. Эти содержания, когда они нанесены на график как функция атомного номера элемента, имеют зубчатую форму, которая изменяется 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 известно, что энергия, выделяемая в реакциях ядерного синтеза, объясняет долголетие Солнца как источника тепла и света. [5]
История
В 1920 году Артур Эддингтон , на основе точных измерений атомных масс с помощью FW Aston и предварительного предложением Жан Перрен , предложил , что звезды получают энергию от ядерного синтеза из водорода в виде гелия и поднял возможность того, что тяжелые элементы являются производится 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, определяющую вероятность того, что два смежных ядра преодолеют электростатический кулоновский барьер между ними и приблизятся друг к другу достаточно близко, чтобы подвергнуться ядерной реакции из-за сильного ядерного взаимодействия, которое эффективен только на очень коротких дистанциях. [9] : 410 В следующем десятилетии фактор Гамова был использован Аткинсоном и Хоутермансом, а затем Эдвардом Теллером и самим Гамовым, чтобы получить скорость, с которой будут происходить ядерные реакции при высоких температурах, которые, как считается, 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. Первая, протон-протонная цепная реакция , является основным источником энергии в звездах с массой примерно до массы Солнца. Второй процесс, углерод-азотно-кислородный цикл , который также рассматривал Карл Фридрих фон Вайцзеккер в 1938 году, более важен для более массивных звезд главной последовательности. [11] : 167 Эти работы касались выработки энергии, способной поддерживать звезды в горячем состоянии. Четкое физическое описание протон-протонной цепи и цикла CNO можно найти в учебнике 1968 года. [5] Однако две статьи Бете не касались создания более тяжелых ядер. Эта теория была начата Фредом Хойлом в 1946 году с его аргументации о том, что набор очень горячих ядер может термодинамически собираться в железо . [1] Хойл последовал за этим в 1954 году с работой, описывающей, как на высоких стадиях синтеза в массивных звездах синтезируются элементы от углерода до железа по массе. [2] [12]
Теория Хойла была распространена на другие процессы, начиная с публикации обзорной статьи Бербиджа , Бербиджа , Фаулера и Хойла 1957 года «Синтез элементов в звездах» , которую чаще называют статьей B 2 FH . [3] В этом обзоре собраны и уточнены более ранние исследования широко цитируемой картины, которая обещает объяснить наблюдаемое относительное содержание элементов; но это само по себе не расширило картину Хойла 1954 года о происхождении первичных ядер, 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 [13], основанный на примере Хойла, и ввел компьютеры в зависимые от времени вычисления эволюции ядерных систем. Клейтон рассчитал первые зависящие от времени модели s- процесса в 1961 году [14] и r- процесса в 1965 году [15], а также выжигания кремния с образованием многочисленных ядер альфа-частиц и элементов группы железа. в 1968 г. [16] [17] и открыл радиогенные хронологии [18] для определения возраста элементов.
Ключевые реакции
Наиболее важные реакции в звездном нуклеосинтезе:
- Водородный синтез:
- Синтез дейтерия
- Протон-протонная цепь
- Круговорот углерода, азота и кислорода
- Синтез гелия :
- Тройной альфа - процесс
- Альфа - процесс
- Сплав более тяжелых элементов:
- Горение лития : процесс, который чаще всего встречается у коричневых карликов.
- Процесс сжигания углерода
- Процесс горения неона
- Процесс сжигания кислорода
- Процесс горения кремния
- Производство элементов тяжелее железа :
- Захват нейтронов :
- Г-процесс
- S-процесс
- Захват протонов:
- RP-процесс
- Р-процесс
- Фотодезинтеграция
- Захват нейтронов :
Водородный синтез
Водород синтез (ядерный синтез четырех протонов с образованием гелия-4 ядра [19] ) является доминирующим процессом , который генерирует энергию в ядрах главной последовательности звезд. Его также называют «сжиганием водорода», что не следует путать с химическим сжиганием водорода в окислительной атмосфере. Существует два преобладающих процесса, посредством которых происходит синтез звездного водорода: протон-протонная цепочка и цикл углерод-азот-кислород (CNO). Девяносто процентов всех звезд, за исключением белых карликов , синтезируют водород в результате этих двух процессов.
В ядрах звезд с меньшей массой главной последовательности, таких как Солнце , доминирующим процессом производства энергии является протон-протонная цепная реакция . 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. [20] В каждом полном цикле слияния протон-протонная цепная реакция высвобождает около 26,2 МэВ. [20] 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 площади до трети радиуса звезды и занимать половину массы звезды. Для звезд выше 35% от массы Солнца, [21] поток энергии к поверхности достаточно мала и перенос энергии из области сердцевины остатков с помощью радиационного теплообмена , а не путем конвективного теплообмена . [22] В результате свежий водород не смешивается с ядром, а продукты термоядерного синтеза выходят наружу.
В звездах с большей массой доминирующим процессом производства энергии является цикл CNO , который представляет собой каталитический цикл , в котором в качестве посредников используются ядра углерода, азота и кислорода, и в конечном итоге образуется ядро гелия, как в случае протон-протонной цепи. [20] Во время полного цикла CNO выделяется 25,0 МэВ энергии. Разница в производстве энергии в этом цикле по сравнению с протон-протонной цепной реакцией объясняется потерями энергии из-за испускания нейтрино . [20] 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 15% массы звезды, следовательно, она сильно сконцентрирована в ядре. [23] Это приводит к такому интенсивному внешнему потоку энергии, что конвективный перенос энергии становится более важным, чем перенос излучения . В результате центральная область становится конвекционной зоной , которая перемешивает область синтеза водорода и поддерживает ее хорошее перемешивание с окружающей областью, богатой протонами. [24] Эта конвекция ядра происходит в звездах, где цикл CNO дает более 20% общей энергии. По мере того как звезда стареет и температура ядра увеличивается, область, занятая конвекционной зоной, медленно сжимается с 20% массы до внутренних 8% массы. [23] Наше Солнце производит порядка 1% своей энергии из цикла CNO. [25] : 357 [26] [27]
Тип процесса синтеза водорода, который доминирует в звезде, определяется различиями в температурной зависимости между двумя реакциями. Протон-протонная цепная реакция начинается при температурах около4 × 10 6 К , [28] , что делает его доминирующим механизмом слияния в небольших звезд. Самоподдерживающаяся цепь CNO требует более высокой температуры примерно16 × 10 6 К , но после этого его эффективность с повышением температуры увеличивается быстрее, чем при протон-протонной реакции. [29] Выше примерно17 × 10 6 К цикл CNO становится доминирующим источником энергии. Эта температура достигается в ядрах звезд главной последовательности, которые по крайней мере в 1,3 раза больше массы Солнца . [30] Само Солнце имеет внутреннюю температуру около15,7 × 10 6 К . По мере старения звезды главной последовательности температура ядра будет расти, что приводит к неуклонно возрастающему вкладу ее цикла CNO. [23]
Синтез гелия
Звезды главной последовательности накапливают гелий в своих ядрах в результате синтеза водорода, но ядро не становится достаточно горячим, чтобы инициировать синтез гелия. Синтез гелия сначала начинается, когда звезда покидает ветвь красных гигантов, накопив в своем ядре достаточное количество гелия, чтобы зажечь ее. В звездах с массой Солнца это начинается на вершине ветви красных гигантов с гелиевой вспышкой от вырожденного гелиевого ядра, а звезда движется к горизонтальной ветви, где она сжигает гелий в своем ядре. Более массивные звезды зажигают гелий в своем ядре без вспышки и совершают синюю петлю, прежде чем достичь асимптотической ветви гигантов . Такая звезда сначала уходит от AGB в сторону более голубых цветов, а затем снова возвращается к тому, что называется следом Хаяши . Важным следствием синих петель является то, что они дают начало классическим переменным цефеид , которые имеют центральное значение для определения расстояний в Млечном Пути и до ближайших галактик. [31] : 250 Несмотря на название, звезды на синей петле от ветви красных гигантов обычно не синего цвета, а скорее желтые гиганты, возможно, переменные цефеиды. Они плавят гелий, пока ядро не будет состоять в основном из углерода и кислорода . Самые массивные звезды становятся сверхгигантами, когда они покидают главную последовательность, и быстро начинают синтез гелия, становясь красными сверхгигантами . После того, как гелий истощится в ядре звезды, он продолжит свое существование в оболочке вокруг углеродно-кислородного ядра. [19] [22]
Во всех случаях гелий соединяется с углеродом посредством тройного альфа-процесса, т. Е. Три ядра гелия превращаются в углерод через 8 Be . [32] : 30 Затем через альфа-процесс он может образовывать кислород, неон и более тяжелые элементы. Таким образом, альфа-процесс предпочтительно производит элементы с четным числом протонов путем захвата ядер гелия. Элементы с нечетным числом протонов образуются другими путями синтеза.
Скорость реакции
Плотность скорости реакции между частицами A и B , имеющими числовые плотности n A , B , определяется как:
где k - константа скорости каждой элементарной бинарной реакции, составляющей процесс ядерного синтеза :
здесь σ ( v ) - сечение при относительной скорости v , а усреднение проводится по всем скоростям.
Полуклассически поперечное сечение пропорционально , где - длина волны де Бройля . Таким образом, полуклассически поперечное сечение пропорционально.
Однако, поскольку реакция включает квантовое туннелирование , наблюдается экспоненциальное затухание при низких энергиях, которое зависит от фактора Гамова E G , что дает уравнение Аррениуса :
где S ( E ) зависит от деталей ядерного взаимодействия и имеет размерность энергии, умноженную на поперечное сечение.
Затем интегрируют по всем энергиям, чтобы получить полную скорость реакции, используя распределение Максвелла – Больцмана и соотношение:
где это приведенная масса .
Поскольку это интегрирование имеет экспоненциальное затухание при высоких энергиях вида а при низких энергиях от фактора Гамова интеграл почти исчезал везде, кроме пика, называемого пиком Гамова , [33] : 185 при E 0 , где:
Таким образом:
Тогда показатель степени может быть аппроксимирован около E 0 как:
Скорость реакции приблизительно равна: [34]
Значения S ( E 0 ) обычно составляют 10 -3 -10 3 кэВ · бар , но они значительно затухают при использовании бета-распада из-за связи между периодом полураспада промежуточного связанного состояния (например, дипротона ) и период полураспада бета-распада, как в протон-протонной цепной реакции . Обратите внимание, что типичные температуры ядра звезд главной последовательности дают kT порядка кэВ.
Таким образом, лимитирующая реакция в цикле CNO - захват протона на14 7N, имеет S ( E 0 ) ~ S (0) = 3,5 кэВ · b, в то время как предельная реакция в протон-протонной цепной реакции , создание дейтерия из двух протонов, имеет гораздо меньшее S ( E 0 ) ~ S ( 0) = 4 × 10 −22 кэВ · б. [35] [36] Между прочим, поскольку первая реакция имеет гораздо более высокий фактор Гамова, и из-за относительного содержания элементов в типичных звездах, две скорости реакции равны при значении температуры, которое находится в пределах диапазона температур ядра основной -последовательность звезд.
Рекомендации
- ^ а б Хойл, Ф. (1946). «Синтез элементов из водорода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 106 (5): 343–383. Bibcode : 1946MNRAS.106..343H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 106.5.343 .
- ^ а б 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. Bibcode : 1954ApJS .... 1..121H . DOI : 10.1086 / 190005 .
- ^ а б Бербидж, EM; Бербидж, Г. Р.; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» (PDF) . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Bibcode : 1957RvMP ... 29..547B . DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .
- ^ Suess, HE; Юри, ХК (1956). «Изобилие стихий». Обзоры современной физики . 28 (1): 53–74. Bibcode : 1956RvMP ... 28 ... 53S . DOI : 10.1103 / RevModPhys.28.53 .
- ^ а б Клейтон, Д. Д. (1968). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета.
- ^ Эддингтон, AS (1920). «Внутреннее строение звезд» . Обсерватория . 43 (1341): 341–358. Bibcode : 1920Obs .... 43..341E . DOI : 10.1126 / science.52.1341.233 . PMID 17747682 .
- ^ Эддингтон, А. С (1920). «Внутреннее строение звезд» . Природа . 106 (2653): 14. Bibcode : 1920Natur.106 ... 14E . DOI : 10.1038 / 106014a0 . PMID 17747682 .
- ^ Селле, Д. (октябрь 2012 г.). «Почему светят звезды» (PDF) . Guidestar . Хьюстонское астрономическое общество. С. 6–8. Архивировано (PDF) из оригинала на 2013-12-03.
- ^ Крейн, KS, Современная физика ( Hoboken, NJ : Wiley , 1983), стр. 410 .
- ^ Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–456. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..434B . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.434 . PMID 17835673 .
- ^ Ланг, KR (2013). Жизнь и смерть звезд . Издательство Кембриджского университета. п. 167 . ISBN 978-1-107-01638-5..
- ^ Клейтон, Д. Д. (2007). "История науки: уравнение Хойла". Наука . 318 (5858): 1876–1877. DOI : 10.1126 / science.1151167 . PMID 18096793 . S2CID 118423007 .
- ^ Кэмерон, AGW (1957). Звездная эволюция, ядерная астрофизика и нуклеогенез (PDF) (отчет). Атомная энергия Канады Лимитед . Отчет CRL-41.
- ^ Clayton, DD; Фаулер, Вашингтон; Халл, TE; Циммерман, Б.А. (1961). «Цепи нейтронного захвата в синтезе тяжелых элементов». Летопись физики . 12 (3): 331–408. Bibcode : 1961AnPhy..12..331C . DOI : 10.1016 / 0003-4916 (61) 90067-7 .
- ^ Seeger, PA; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д. Д. (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем захвата нейтронов» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 11 : 121–126. Bibcode : 1965ApJS ... 11..121S . DOI : 10.1086 / 190111 .
- ^ Боданский, Д .; Clayton, DD; Фаулер, Вашингтон (1968). «Нуклеосинтез при горении кремния» . Письма с физическим обзором . 20 (4): 161–164. Bibcode : 1968PhRvL..20..161B . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.20.161 .
- ^ Боданский, Д .; Clayton, DD; Фаулер, Вашингтон (1968). «Ядерное квазиравновесие при горении кремния» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 16 : 299. Bibcode : 1968ApJS ... 16..299B . DOI : 10.1086 / 190176 .
- ^ Клейтон, Д. Д. (1964). «Косморадиогенная хронология нуклеосинтеза» . Астрофизический журнал . 139 : 637. Bibcode : 1964ApJ ... 139..637C . DOI : 10.1086 / 147791 .
- ^ а б Джонс, Лорен В. (2009), Звезды и галактики , Путеводители Гринвуда по вселенной, ABC-CLIO, стр. 65–67, ISBN 978-0-313-34075-8
- ^ а б в г Бём-Витенс, Эрика (1992), Введение в звездную астрофизику , 3 , Cambridge University Press , стр. 93–100, ISBN 978-0-521-34871-3
- ^ Райнерс, А .; Басри, Г. (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 . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200811450 . S2CID 15159121 .
- ^ а б де Лур, Камиэль WH; Дум, К. (1992), Структура и эволюция одиночных и двойных звезд , Библиотека астрофизики и космических наук, 179 , Springer, стр. 200–214, ISBN. 978-0-7923-1768-5
- ^ а б в Джеффри, К. Саймон (2010), Госвами, А .; Редди, Б.Е. (ред.), «Принципы и перспективы космохимии» , Труды по астрофизике и космическим наукам , Springer, 16 : 64–66, Bibcode : 2010ASSP ... 16 ..... G , doi : 10.1007 / 978- 3-642-10352-0 , ISBN 978-3-642-10368-1
- ^ Карттунен, Ханну; Оя, Хейкки (2007), Фундаментальная астрономия (5-е изд.), Springer, стр. 247 , ISBN 978-3-540-34143-7.
- ^ Choppin, GR , Liljenzin, J.-O. , Ридберг, Дж. , И Экберг, К., Радиохимия и ядерная химия (Кембридж, Массачусетс: Academic Press , 2013), стр. 357 .
- ^ Agostini, M .; Altenmüller, K .; Appel, S .; Атрощенко, В .; Багдасарян, З .; Basilico, D .; Bellini, G .; Benziger, J .; Biondi, R .; Браво, Д .; Каччанига, Б. (25 ноября 2020 г.). «Экспериментальные доказательства нейтрино, произведенных в цикле синтеза CNO на Солнце» . Природа . 587 (7835): 577–582. DOI : 10.1038 / s41586-020-2934-0 . ISSN 1476-4687 . PMID 33239797 .
Таким образом, этот результат открывает путь к прямому измерению металличности Солнца с использованием нейтрино CNO. По нашим данным, относительный вклад синтеза CNO на Солнце составляет порядка 1%.
- ^ «Нейтрино дают первое экспериментальное свидетельство доминирования каталитического синтеза во многих звездах» . Phys.org . Проверено 26 ноября 2020 .
Покар отмечает: «Подтверждение того, что CNO горит на нашем солнце, где он действует только на один процент, укрепляет нашу уверенность в том, что мы понимаем, как работают звезды».
- ^ Рид, И. Нил; Хоули, Сюзанна Л. (2005), Новый свет на темных звездах: красные карлики, маломассивные звезды, коричневые карлики , книги Springer-Praxis по астрофизике и астрономии (2-е изд.), Springer , p. 108 , ISBN 978-3-540-25124-8.
- ^ Саларис, Маурицио; Кассизи, Санти (2005), Эволюция звезд и звездных популяций , John Wiley and Sons , стр. 119–123, ISBN 978-0-470-09220-0
- ^ Schuler, SC; 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
- ^ . Karttunen, H., Крегер, P., Оя, Х., Поутанен, М., & Доннер, KJ, редакторы, Фундаментальная Астрономия ( Berlin / Heidelberg : Springer , 1987), стр. 250 .
- ^ Редер Д., Химия в космосе: от межзвездной материи до происхождения жизни ( Weinheim : Wiley-VCH , 2010), стр. 30 .
- ^ Илиадис, К., ядерная физика звезд (Weinheim: Wiley-VCH, 2015), стр. 185 .
- ^ «Курс астрофизики Университетского колледжа Лондона: лекция 7 - Звезды» (PDF) . Архивировано из оригинального (PDF) 15 января 2017 года . Проверено 8 мая 2020 года .
- ^ Адельбергер, Эрик Дж .; Остин, Сэм М .; Bahcall, John N .; Балантекин А.Б .; Богерт, Жиль; Браун, Лоуэлл С .; Бухманн, Лотар; Сесил, Ф. Эдвард; Шампанское, Артур Э .; де Бракелер, Людвиг; Дуба, Чарльз А. (1998-10-01). «Сечения солнечного слияния». Обзоры современной физики . 70 (4): 1265–1291. arXiv : astro-ph / 9805121 . Bibcode : 1998RvMP ... 70.1265A . DOI : 10.1103 / RevModPhys.70.1265 . ISSN 0034-6861 . S2CID 16061677 .
- ^ Адельбергер, EG (2011). «Сечения слияния солнечной энергии. II. Циклы Theppchain и CNO». Обзоры современной физики . 83 (1): 195–245. arXiv : 1004.2318 . Bibcode : 2011RvMP ... 83..195A . DOI : 10.1103 / RevModPhys.83.195 . S2CID 119117147 .
дальнейшее чтение
- Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (1): 541–7. Полномочный код : 1939PhRv ... 55..103B . DOI : 10.1103 / PhysRev.55.103 . PMID 17835673 .
- Бете, HA (1939). «Производство энергии в звездах» . Физический обзор . 55 (5): 434–456. Полномочный код : 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 астрофизическому журналу . 1 : 121–146. Bibcode : 1954ApJS .... 1..121H . DOI : 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 прах». arXiv : astro-ph / 0405568 .
- Г. Валлерстайн ; И. Ибен младший ; П. Паркер; AM Boesgaard ; GM Hale; Шампанское AE; и другие. (1997). «Синтез элементов в звездах: сорок лет прогресса» (PDF) . Обзоры современной физики . 69 (4): 995–1084. Bibcode : 1997RvMP ... 69..995W . DOI : 10.1103 / RevModPhys.69.995 . hdl : 2152/61093 . Архивировано из оригинального (PDF) 26 марта 2009 года . Проверено 4 августа 2006 .
- Woosley, SE ; А. Хегер; Т. А. Уивер (2002). «Эволюция и взрыв массивных звезд» . Обзоры современной физики . 74 (4): 1015–1071. Bibcode : 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.
Внешние ссылки
- Как солнце светит , Джон Н. Бахколл (сайт Нобелевской премии, по состоянию на 6 января 2020 г.)
- Нуклеосинтез в НАСА «S Cosmicopia