Zvezdana nukleosinteza
<s>Zvezdana nukleosinteza je stvaranje (nukleosinteza) hemijskih elemenata putem reakcija nuklearne fuzije unutar zvezda.</s><s>Zvezdana nukleosinteza se odvija od početnog stvaranja vodonika, helijuma i litijuma tokom Velikog praska.</s><s>Kao prediktivna teorija ona daje precizne procene opaženih zastupljenosti elemenata.</s><s>Ona objašnjava zašto se uočena obilnost elemenata tokom vremena menja i zašto su neki elementi i njihovi izotopi mnogo obilniji od drugih.</s><s>Ovu teoriju je u početku predložio Fred Hojl 1946. godine, i kasnije ju je razvio 1954. godine.</s><s>Dalji napreci su postignuti, posebno u nukleosintezi putem hvatanja neutrona elemenatima težim od gvožđa, zaslugom Margaret Berbidž, Džefrija Berbidž, Vilijama Faulera i Hojla u njihovom čuvenom radu iz 1957. godine B2FH, koji je postao jedan od najčitanijih radova u istoriji astrofizike.</s>

<s>Zvezde evoluiraju zbog promena u njihovom sastavu (zastupljenosti sastavnih elemenata) tokom njihovog životnog veka, prvo sagorevanjem vodonika (glavna sekvenca zvezda), zatim helijuma (crvena džinovska zvezda) i progresivno sagorevanjem viših elemenata.</s><s>Međutim, to samo po sebi značajno ne menja zastupljenost elemenata u svemiru, jer se elementi nalaze u zvezdi.</s><s>Kasnije tokom svog života, zvezda niske mase će polako odbacivati svoju atmosferu zvezdanim vetrom, formirajući planetarnu maglinu, dok će zvezda viće mase izbaciti masu putem iznenadnog katastrofalnog događaja zvanog supernova.</s><s>Izraz nukleosinteza supernove koristi se za opisivanje stvaranja elemenata tokom eksplozije masivne zvezde ili belog patuljka.</s>

<s>Napredna sekvenca sagorevanja goriva pokreće se gravitacionim kolapsom i asociranim zagrevanjem, što rezultira u naknadnom sagorevanju ugljenika, kiseonika i silicijuma.</s><s>Međutim, najveći deo nukleosinteze u rasponu masa A = 28–56 (od silicijuma do nikla) zapravo je uzrokovan padom gornjih slojeva zvezde u jezgro, stvarajući kompresioni udarni talas koji se odbija nazad.</s><s>Front šoka nakratko podiže temperaturu za otprilike 50%, uzrokujući intenzivno sagorevanje u trajanju od oko jedne sekunde.</s><s>Ovo konačno sagorevanje u masivnim zvezdama, koje se naziva eksplozivna nukleosinteza ili nukleosinteza supernove, završna je epoha zvezdane nukleosinteze.</s>

<s>Podsticaj razvoju teorije nukleosinteze bilo je otkriće varijacija u obilju elemenata koji se nalaze u univerzumu.</s><s>Potreba za fizičkim opisom bila je već inspirisana relativnim obiljem izotopa hemijskih elemenata u Sunčevom sistemu.</s><s>Te zastupljenosti prikazane na grafu kao funkcija atomskog broja elementa, imaju nazubljeni testerasti oblik koji varira sa faktorima od desetina miliona (pogledajte istoriju nukleosintezne teorije).</s><s>Ovo sugeriše prirodni proces koji nije slučajan.</s><s>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.</s>

<s>Istorija</s>

<s>Godine 1920, Artur Edington je na bazi preciznih merenja atomske mase koja je izvršio FV Aston i preliminarnog predloga Žana Perena, predložio da zvezde dobiju svoju energiju od nuklearne fuzije vodonika pri čemu se formira helijum, pretpostavio je da i teži elementi nastaju u zvezdama.</s><s>Ovo je bio preliminarni korak ka ideji zvezdane nukleosinteze.</s><s>Georgij Gamov je 1928. godine izveo ono što se danas naziva Gamov faktor, kvantno-mehaničku formulu koja je davala verovatnoću da se dva jezgra dovedu dovoljno blizu da jaka nuklearna sila prevaziđe Kulonovu barijeru.</s><s>Gamov faktor su koristili tokom sledeće decenije Atkinson i Houtermans, a kasnije i sam Gamov i Edvard Teler da dobiju brzinu kojom će se nuklearne reakcije odvijati na visokim temperaturama za koje se veruje da postoje u unutrašnjosti zvezda.</s>

<s>Godine 1939, u radu pod nazivom „Proizvodnja energije u zvezdama”, Hans Bete je analizirao različite mogućnosti reakcija pomoću kojih se vodonik pretvara u helijum.</s><s>On je definisao dva procesa za koja je smatrao da su izvor energije u zvezdama.</s><s>Prvi, lančana reakcija proton-proton, je dominantan izvor energije u zvezdama sa masama do oko mase Sunca.</s><s>Drugi proces, ciklus ugljenik-azot-kiseonik, koji je tako]e razmatrao Karl Vajczeker 1938. godine, važniji je u masivnijim zvezdama glavne sekvence.</s><s>Ovi radovi odnosili su se na generisanje dovoljne energije da se održava toplota zvezda.</s><s>Jasan fizički opis proton-proton lanca i CNO ciklusa pojavljuje se u udžbeniku iz 1968.</s><s>Međutim, Beteova dva rada nisu se bavila stvaranjem težih jezgara.</s><s>Tu teoriju je pokrenuo Fred Hojl 1946. godine svojim argumentom da će se kolekcija veoma vrućih jezgara termodinamički sastaviti u gvožđe.</s><s>Hojl je to propratio 1954. godine, publikacijom sa opisom naprednih stupnjeva fuzije unutar masivnih zvezda pri čemu dolazi do sinteze elemenata od ugljenika do gvožđa.</s>

<s>Hojlova teorija proširena je i na druge procese, počevši sa objavljivanja pregleda Berbidž, Berbidž, Faulera i Hojla 1957. godine (koji se obično naziva B2FH publikacijom).</s><s>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.</s><s>Značajna poboljšanja su postigli Alister Kameron i Donald Klejton.</s><s>Kameron je predstavio svoj nezavisni pristup (uglavnom sledeći Hojlov pristup) nukleosinteze.</s><s>On je uveo upotrebu računare u vremenski zavisne proračune evolucije nuklearnih sistema.</s><s>Klejton je izračunao prve vremenski zavisne modele S-procesa i R-procesa, kao i sagorevanja silicijuma u izobilnim jezgrama alfa-čestica i elemenata grupe gvožđa, i otkrio je radiogene hronologije za utvrđivanje starosti elemenata.</s><s>Čitavo polje istraživanja brzo se proširilo tokom 1970-ih.</s>

<s>Reference</s>

<s>Literatura</s>

<s>Spoljašnje veze</s>

<s>How the Sun Shines  by John N. Bahcall
 Nucleosynthesis  in NASA's Cosmicopia</s>

<s>Zvezdana astronomija</s>

