משתמש:בנצי/ארגז חול ??: נוקליאוסינתזה

מתוך ויקיפדיה, האנציקלופדיה החופשית
קפיצה לניווט קפיצה לחיפוש

המונח נוקליאוסינתזה מתייחס לתהליכים בהם גרעינים אטומיים חדשים מנוקליאונים קיימים, בעיקר פרוטונים ונויטרונים (נקודה לא ברורה - זה לא רק). גרעיני האטומים הראשונים נוצרו (להחליט על מונח סופי) כשלוש דקות לאחר המפץ הגדול, בתהליך הנקרא נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול. היו אלה גרעיני מימן והליום, אשר היוו את מרכיביהם של הכוכבים הראשוניים (לוודא), וכתוצאה מכך את היחס הידוע בין מימן להליום ביקום הנוכחי.

גרעינים כבדים יותר נוצרו (שוב) ממימן והליום באמצעות נוקליאוסינתזה כוכבית, בקרבם של כוכבים לאחר שאלה התגבשו והתהוו, תהליך הנמשך גם עתה, במחזורי לידה, חיים ומוות[1]. חלקם של יסודות 'כבדים' יותר אלה, בפרט ה'קלים'[2] מברזל, ממשיכים להיות ??? לתווך הבין-כוכבי כאשר כוכבים שמסתם קטנה משליכים (?) את המעטפת החיצונית שלהם לפני שהם קורסים לננסים לבנים. שאריותיה של המסה שהושלכה (?) יוצרים את הערפיליות (?) הנצפות בכל מקום (?) בגלקסיה שלנו, גלקסיית 'שביל החלב'.

נוקליאוסינתזה של סופרנובה בתוככי כוכבים מתפוצצים אחראית לשכיחויותיהם של יסודות שבין מגנזיום (מספר אטומי 12) לבין ניקל (מספר אטומי 28). יש הסבורים שנוקליאוסינתזה של סופרנובה אחראית גם ליצירת יסודות הכבדים מברזל וניקל, בשניות הספורות האחרונות של אירוע סופרנובה מסוג 2. הרכבתם של יסודות כבדים אלה הינה תהליך קולט-אנרגיה (אנדותרמי), על-חשבון האנרגיה המשתחררת במהלך התפוצצותה של הסופרנובה. כמה מיסודות אלה נוצרים מבליעה של מספר נויטרונים בפרק זמן הנמשך כמה שניות במהלך ההתפוצצות. היסודות הנוצרים (שוב) בסופרנובה כוללים את היסודות הכבדים ביותר הידועים, דוגמת ???? ???? ???? (בראשיתיים) (ארוכי-חיים) אורניום ותוריום.

???? קרניים קוסמיות, הנגרמת כאשר קרניים קוסמיות פוגעות (?) בתווך הבין-כוכבי ומפרקות (?) את המינים האטומיים (?) הגדולים יותר, מהווה מקור משמעותי של גרעינים קלים יותר, בפרט הליום, בריליום ובור, שאינם פרי נוקליאוסינתזה כוכבית.

בנוסף לתהליכי מיזוג האחראיים לשכיחותם הגדלה של יסודות ביקום, מספר תהליכים טבעיים מינוריים (?) ממשיכים ביצירת מספרים (?) מאוד קטנים של נוקלידים (??) חדשים על (?) פני כדור-הארץ. נוקלידים אלה תורמים מעט לשכיחותם, אבל עשויים להיות אלה הגורמים (??) לנוכחותם של גרעינים ייחודיים חדשים. נוקלידים אלה נוצרים (שוב) בדרך של בריאה-קרינתית של (דעיכה, radiogenesis) ????? (ראה סדרת סימני שאלה לעיל) דוגמת אורניום ותוריום. יסודות הנמצאים על פני כדור-הארץ המופצצים על-ידי קרניים קוסמיות תורמים גם הם לנוכחותם של מינים אטומיים (?) קצרי-חיים נדירים הקרויים נוקלידים ברואי-קוסמוס (cosmogenic).

התהוות גרעיני היסודות על ציר הזמן[עריכת קוד מקור | עריכה]

סבורים כי (הדעה הרווחת היא) הנוקליאונים הבראשיתיים נוצרו מפלזמת קווארק-גלואון במהלכו של המפץ הגדול, בעת שזה התקרר אל מתחת לשני מיליארד (? - טריליון) מעלות. מספר דקות לאחר מכן, עם פרוטונים ונויטרונים בלבד בהתחלה, נוצרו גרעינים עד לליתיום ולבריליום (שניהם בעלי מספר מסה 7), אבל שכיחויותיהם של יסודות אחרים פוחתים בצורה חדה ככל שגדלה מסתם האטומית. יתכן ונוצרו אז חלק מגרעיני בור, אבל תהליך היווצרותם פסק בטרם יכול היה להיווצר (מילים חוזרות) מספיק פחמן, שכן יסוד זה (איזה ?) דורש ???? צפיפות גבוהה בהרבה של הליום וזמן רב יותר מאשר היה מצוי במשך הזמן הקצר של נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול. תהליך מיזוג זה חדל למעשה להתקיים כעבור כ-20 דקות, בשל ירידת הטמפרטורה והצפיפות ככל שהיקום המשיך להתפשט. תהליך זה של נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול, הוא סוג יצירת-נוקליאונים (nucleogenesis) הראשון שהתחולל ביקום (לוותר על משפט זה ?).

סינתזת-הנוקליאונים הבאה (????) של היסודות הכבדים יותר, מחייבת טמפרטורות ולחצים קיצוניים כמו אלה השוררים בכוכבים וסופרנובות. תהליכים אלה החלו כאשר מימן והליום מהמפץ הגדול קרסו ובנו את הכוכבים הראשונים כעבור כ-500 מיליון שנה. כוכבים המשיכו להיווצר בגלקסיה (?) מאז, ברציפות. היסודות המצויים בכדור-הארץ, המכונים יסודות בראשיתיים, נוצרו עוד בטרם נתהווה כדור-הארץ, באמצעות נוקליאוסינתזה כוכבית (stellar) ונוקליאוסינתזה של סופרנובה. המספר האטומי של יסודות אלה נע מ-Z=6 (פחמן) ועד Z=64 (פלוטוניום - אבל זהו יסוד מלאכותי !!). הרכבתם (??) של יסודות אלה התרחשה או בתהליך של מיזוג גרעיני (כולל גם לכידה מהירה וגם לכידה איטית של מספר נויטרונים (????)), או במידה פחותה באמצעות תהליך דו-שלבי של ביקוע גרעיני ודעיכת בטא.

כוכבים רוכשים יסודות כבדים יותר על-ידי מיזוגם (היתוכם) של הגרעינים הקלים יותר שלו, מימן, דאוטריום, בריליום, ליתיום ובור, שנמצאו בהרכביהם ההתחלתיים. מסיבה זו, גז בינכוכבי מורכב משכיחויות (למצוא מונח מתאים וחלק יותר) פוחתות והולכות של יסודות קלים אלה, הקיימים רק בזכות התרכבותם-הגרעינית במהלך המפץ הגדול. לכן, סבורים כי כמויות גדולות יותר של גרעינים קלים אלה ביקום הנוכחי חודשו (restored) כתוצאה ממילארדי (לשים לב למופע קודם של טריליון: million>>billion>>trillion) שנים בהן קרניים קוסמיות (בעיקר פרוטונים אנרגטיים-ביותר) הביאו לפירוקם של גרעיני יסודות כבדים יותר בגז ובאבק הבינכוכביים.

תולדותיה של תיאוריית הנוקליאוסינתזה[עריכת קוד מקור | עריכה]

הרעיונות הראשונים בדבר נוקליאוסינתזה או הרכבת-נוקליאונים (?) הסתכמו פשוט בתפיסה לפיה היסודות הכימיים נבראו בתחילתו של היקום כמות שהם, מבלי שיזוהה כל תסריט פיזיקלי רציונלי המבסס זאת. בהדרגה, התברר כי מימן והליום נפוצים בהרבה בהשוואה ליתר היסודות. כל היסודות, מלבד מימן והליום, מהווים יחד פחות מ-2% ממסת מערכת השמש, וממסתן של מערכות כוכבים אחרות גם כן. באותה עת התברר כי חמצן ופחמן הינם שני היסודות הנפוצים ביותר הבאים, וכי ישנה נטיה כללית של שכיחות גדולה יותר של יסודות קלים, ביחוד אלה המורכבים מכפולות שלמות של גרעיני הליום-4.

ב-1920 הציע לראשונה ארתור סטנלי אדינגטון, שכוכבים מקבלים את האנרגיה שלהם בדרך של מיזוג מימן לקבלת הליום. רעיון זה לא התקבל על כולם, היות והמנגנון הגרעיני טרם הובן. בשנים מייד לפני מלחמת העולם השניה, הבהיר (elucidated) הנס בתה לראשונה את המנגנונים הגרעיניים הללו, באמצעותם מימן מתמזג להליום. אולם, אף אחת מעבודות ראשונות אלה על הספקם (?) של כוכבים (או עבודות ... לא עסקו) לא טיפלה (או עסקה) במקורם של יסודות כבדים יותר מהליום.

עבודתו המקורית של פרד הויל על נוקליאוסינתזה של יסודות כבדים יותר בכוכבים, נעשתה (occurred) מייד בתום מלחמת העולם השניה. עבודתו הסבירה את ייצורם (? - production) של יסודות כבדים יותר, החל במימן. הויל הציע כי מימן נוצר בהתמדה ביקום מריק ואנרגיה, מבלי להזדקק למקור התחלתי אוניברסלי.

עבודתו זו של הויל הסבירה כיצד גדלו עם הזמן כמויותיהם של יסודות, עם התבגרותה של הגלקסיה. בעקבות עבודה זו, הורחבה תפיסתו של הויל במהלך שנות ה-60 באמצעות עבודותיהם של ויליאם א' פאולר, אלאסטייר ג ר' קמרון ודונלד ד' קלייטון, ורבים אחרים בעקבותיהם. מאמרם המקיף (review) (ו)היצירתי מ-1957 של א' מ' ברבידג', ג ר' ברבידג', פאולר והויל (ראה רשימת מקורות + לבדוק למי מהם ע"ע) מהווה סיכום עדכני ידוע מאוד (well-known) בתחום זה, ב-1957. מאמר זה הגדיר (???) תהליכים חדשים בהם גרעין כבד אחד הופך לאחרים בתוככי כוכבים, תהליכים אשר ניתנים היו לתיעוד על-ידי אסטרונומים (לדייק, ללטש).

רעיון המפץ הגדול עצמו הוצע הרבה (?) לפני הויל, ב-1931, על-ידי ז'ורז' (?) למאטייר (? + כנ"ל), פיזיקאי בלגי וכומר קתולי-רומי, אשר הציע (proposed vs suggested) כי התפשטותו הברורה (?, evident) של היקום עם הזמן, משמעה כי היקום, המצטמצם והולך אם נלך אחורה בזמן (לרשום את הביטוי המקורי), ממשיך בכך עד שאינו יכול להתכווץ יותר. ממשמעות הדבר היא כי מסת היקום כולו התרכזה בנקודה אחת, 'אטום היולי' ('primeval atom'), מצב אשר לפניו לא היו קיימים זמן ומרחב לא היו קיימים. הויל העניק, מאוחר יותר, למודל של למאטייר את השם ???? מפץ גדול, מבלי לתת את דעתו (? - realising) לכך שהמודל של למאטייר היה נחוץ כדי להסביר את קיומם של דאוטריום ונוקלידים בין הליום לבין פחמן, וכן את הכמות הקיימת הגדולה ???? (fundamentally) של הליום, לא רק בכוכבים אלא גם בגז הבינכוכבי. ???? (as it happened), שני המודלים של נוקליאוסינתזה, זה של למאטייר וזה של הויל, יהיו נחוצים להסביר את שכיחויותיהם של היסודות ביקום.

מטרתה של תיאוריית נוקליאוסינתזה היא להבין את ההבדלים העצומים (vastly differing) בין שכיחויותיהם של יסודות כימיים ושל ???? (several) האיזוטופים שלהם, מנקודת-מבט של התהליכים הטבעיים. הגירוי (?) העיקרי (?) להתפתחותה של תיאוריה זו הוא צורתו של הגרף (plot) המתאר את השכיחות בתלות במספר האטומי של היסודות. לשכיחויות אלה, המתוארות על גרף כפונקציה של המספר האטומי, מבנה של שיני-מסור משוננות (? + כפילות לשונית, לפחות בעברית) המשתנה עד כדי ???? (factors) עשרה מיליון. תמריץ רב השפעה (?) על מחקר נוקליאוסינתזה היה טבלת שכיחויות שפותחה (?) על-ידי האנס סואס (?) והארולד יוריי (? + כנ"ל) שהתבססה על שכיחויות ???? (unfractionated) של יסודות ???? (non-volatile) שנמצאו בתוך מטאוריטים ???? (unevolved). גרף כזה של שכיחויות מוצג להלן על [[סקלה (????) לוגריתמית, כאשר המבנה המשונן באופן דרמטי (?) מוקטן חזותית (visually suppressed) בשל החזקות הרבות של עשר המקופלות (? או משתרעות) בגרף. לנתונים נוספים ולדיון בשכיחויותיהם של איזוטופים, ראה Handbook of isotopes in the cosmos.

Abundances of the chemical elements in the Solar system. Hydrogen and helium are most common, residuals within the paradigm of the Big Bang.[3] The next three elements (Li, Be, B) are rare because they are poorly synthesized in the Big Bang and also in stars. The two general trends in the remaining stellar-produced elements are: (1) an alternation of abundance of elements according to whether they have even or odd atomic numbers, and (2) a general decrease in abundance, as elements become heavier. Within this trend is a peak at abundances of iron and nickel, which is especially visible on a logarithmic graph spanning fewer powers of ten, say between logA=2 (A=100) and logA=6 (A=1,000,000).

תהליכים[עריכת קוד מקור | עריכה]

ישנם כמה תהליכים אסטרופיזיקליים האחראיים, כך נראה (which are believed), להרכבת-נוקליאונים. רובם של תהליכים אלה מתרחש בקליפות (shells) המצויות בתוך כוכבים, ושרשרת תהליכי המיזוג הגרעיניים ידועים כשריפת (להוסיף הערת הבהרה על השימוש במונח זה כאן, בהקשר הגרעיני, שלא במובן הכימי הידוע) מימן (דרך (?) שרשרת פרוטון-פרוטון או מעגל CNO), שריפת הליום, שריפת פחמן, שריפת ניאון, שריפת חמצן ושריפת צורן (לבדוק אם יש להם ע"ע + להכניס לרשימת עבודה). תהליכים אלה יכולים ליצור יסודות עד וכולל ברזל וניקל. זהו האזור בנוקליאוסינתזה בו נוצרים האיזוטופים להם [[אנרגיית הקשר לנוקליאון הגבוהה ביותר. יסודות כבדים יותר יכולים להתרכב בתוכם של כוכבים באמצעות תהליך לכידת נויטרון, הידוע כתהליך-S (לברר ולתקן לעיל, בנוגע ללכידה מהירה ואיטית - ראה גם בשורות הבאות), או בסביבות של התפוצצות (?? + ראה הערה בעניין 'שריפה', הרלוונטית גם כאן, ובמופעים קודמים - להכניס את ההערה כבר במופע הראשון), דוגמת סופרנובה, באמצעות מספר תהליכים אחרים. תהליכים נוספים אלה כוללים את תהליך-R, המערב לכידות מהירות של נויטרונים, תהליך-RP, ו[[תהליך-P (הידוע לעיתים כתהליך-גמא), המערב [[פירוק-באמצעות-אור (photodisintegration) של גרעינים קיימים.

טיפוסים עיקריים של נוקליאוסינתזה[עריכת קוד מקור | עריכה]

נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – סינתזה גרעינית קדמונית

נוקליאוסינתזה של המפץ הגדול התרחשה במהלכן של שלוש הדקות הראשונות של ראשית היקום, והיא אחראית לשכיחותם של 1H (פרוטיום) ו-2H (דאוטריום, D), ושל 3He (הליום-3) ו-4He (הליום-4), ביקום. על אף ש-4He ממשיך להיווצר באמצעות היתוך (מיזוג + הערה על מונחים, עוד במופע הראשון) בכוכבים ועל-ידי דעיכות אלפא, וכמויות קטנות (? - trace amounts) של 1H ממשיכות להתקבל על-ידי ספאלציה וסוגים מסויימים של דעיכה רדיואקטיבית, רובה של מסת האיזוטופים ביקום נוצרה, כך סבורים, במפץ הגדול. גרעיניהם של יסודות אלה, יחד עם כמה מ-7Li ו-7Be, ???? (נחשבות, considered to be) נתהוו במהלך 100 עד 300 שניות לאחר המפץ הגדול, כאשר פלזמת קווארק-גלואון הבראשיתית התגבשה (froze out) ויצרה פרוטונים ונויטרונים. בשל פרק הזמן הקצר עד מאוד בו התרחשה נוקליאוסינתזה, בטרם פסקה כתוצאה מהתפשטות היקום והתקררותו (כ-20 דקות), לא יכלו היו להיווצר יסודות כבדים מבריליום (או אולי בור). יסודות שנתהוו בפרק זמן זה היו במצב של פלזמה, ולא התקררו למצב של אטומים נויטרליים, עד מאוחר הרבה יותר (לא ברור + הקשר + איך זה מתחבר למשפטים הקודמים (לנסות להבין זאת מהערך המורחב) + הערת מקור בטקסט המקורי).

תגובות גרעיניות עיקריות הגורמות לשכיחותם היחסית של היסודות הכימיים ה'קלים' בטבלה המחזורית הנצפים בכל רחבי היקום.

נוקליאוסינתזה כוכבית[עריכת קוד מקור | עריכה]

Postscript-viewer-shaded.png ערך מורחב – נוקליאוסינתזה כוכבית
חתך רוחב של ענק אדום ממנו ניתן להתרשם מתהליכי נוקליאוסינתזה ויצירת יסודות

נוקליאוסינתזה כוכבית הינה התהליך הגרעיני בו נוצרים גרעיני יסודות חדשים. הוא מתחולל באופן טבעי בכוכבים במהלך האבולוציה שלהם. תהליך זה אחראי להימצאותם ברחבי הגלקסיה של היסודות מפחמן לברזל. כוכבים פועלים ככבשנים תרמוגרעיניים בהם מימן, ואחריו הליום, מתמזגים לגרעינים כבדים יותר, באמצעות טמפרטורות גדלות והולכות ככל שהרכב ליבת הכוכב מתפתחת. חשיבות מיוחדת נודעת לפחמן, מאחר והיווצרותו מהליום מהווה צוואר בקבוק בתהליך כולו. פחמן נוצר בתהליך אלפא-משולש בכל הכוכבים. פחמן הינו גם היסוד העיקרי הגורם לשחרורם של נויטרונים חופשיים בתוך כוכבים, ומאפשר בכך (giving rise) את תהליך-S, בו בליעה איטית של נויטרונים ממירה ברזל ליסודות הכבדים מברזל וניקל.

תוצריה של נוקליאוסינתזה מתפזרים (dispersed into) בדרך-כלל אל תוך הגז הבין-כוכבי דרך אירועי (episodes) איבוד מסה והרוחות הכוכביות של כוכבים בעלי מסה קטנה (לא ברור). ראיות (לחזור ולתרגם מחדש משפט זה, שמשמעותו שונה מעט במקור) לאירועי אובדן המסה קיימות במופע ערפילית (nebulae) פלנטרית (דרושה כאן הערת הבהרה או הסבר) באבולוציה (התפתחות ?) של כוכבים קטני-מסה, וסיום חייהם של כוכבים בעלי מסה של יותר משמונה פעמים מסות שמש, באירועי פיצוץ, הקרויים סופרנובות.

Stellar nucleosynthesis[עריכת קוד מקור | עריכה]

תבנית:Main

Stellar nucleosynthesis is the nuclear process by which new nuclei are produced. It occurs naturally in stars during stellar evolution. It is responsible for the galactic abundances of elements from carbon to iron. Stars are thermonuclear furnaces in which H and He are fused into heavier nuclei by increasingly high temperatures as the composition of the core evolves.[4] Of particular importance is carbon, because its formation from He is a bottleneck in the entire process. Carbon is produced by the triple-alpha process in all stars. Carbon is also the main element that causes the release of free neutrons within stars, giving rise to the S-process, in which the slow absorption of neutrons converts iron into elements heavier than iron and nickel.[5]

The products of stellar nucleosynthesis are generally dispersed into the interstellar gas through mass loss episodes and the stellar winds of low mass stars. The mass loss events can be witnesses in the planetary nebulae phase of low-mass star evolution, and the explosive ending of stars, called supernovae, of those with more than eight times the mass of the sun.

ההוכחה הישירה הראשונה לעובדה כי נוקליאוסינתזה מתרחשת בכוכבים היתה התצפית האסטרונומית לפיה גז בין-כוכבי הפך יותר ויותר מועשר עם הזמן ביסודות כבדים. כתוצאה מכך, כוכבים שנבראו ממנו מאוחר יותר בגלקסיה, נוצרו כשהחומר המרכיב אותם כולל שכיחויות גבוהות בהרבה של יסודות כבדים, בהשוואה לכוכבים מדורות קדומים יותר. גילויו של היסוד טכנציום באטמוספרה של כוכב מטיפוס ענק אדום ב-1952[7] באמצעות ספקטרוסקופיה סיפק את העדות הראשונה לפעילות גרעינית בקרבם של כוכבים. בשל היותו רדיואקטיבי, עם זמן מחצית-חיים הקטן בהרבה מגילו של הכוכב, שכיחותו בזמן נתון מציינת מתי נוצר לאחרונה בכוכב זה. עדות לא פחות משכנעת למקורם הכוכבי של יסודות כבדים, היא שכיחותם הגבוהה במיוחד של יסודות יציבים מסויימים אשר נתגלו באטמוספרות הכוכביות של כוכבים השייכים לענף האסימפטוןטי הענק (לבדוק דיוקו של המונח המתורגם + קיומו של ע"ע]]. העובדה שנצפות שכיחויות בריום גבוהות פי 20-50 בהשוואה לנמצא בכוכבים לא מפותחים (צעירים ?) מהווה עדות לקיומו של תהליך-S בכוכבים מסוג זה. הוכחות מודרניות רבות לתהליך נוקליאוסינתזה כוכבית מבוססות על הרכב האיזוטופים של אבק כוכבי (לשים לב שזהו סעיף בע"א של אבק קוסמי), המורכב מחלקיקים מוצקים שהתגבשו מהגזים של כוכבים יחידים (לא ברור) אשר מוצו ממטאוריטים (עדין לא ברור). אבק כוכבים מהווה מרכיב אחד של אבק קוסמי - נוצרה כאן איזושהי כפילות שצריך לאתר ולסלק (צריך לנכש כפילות של כמה שורות + אם נוצר חסר עקב כך) - [9] The first direct proof that nucleosynthesis occurs in stars was the astronomical observation that interstellar gas has become enriched with heavy elements as time passed. As a result, stars that were born from it late in the galaxy, formed with much higher initial heavy element abundances than those that had formed earlier. The detection of technetium in the atmosphere of a red giant star in 1952,[10] by spectroscopy, provided the first evidence of nuclear activity within stars. Because technetium is radioactive, with a half-life much less than the age of the star, its abundance must reflect its recent creation within that star. Equally convincing evidence of the stellar origin of heavy elements, is the large overabundances of specific stable elements found in stellar atmospheres of asymptotic giant branch stars. Observation of barium abundances some 20-50 times greater than found in unevolved stars is evidence of the operation of the S-process within such stars. Many modern proofs of stellar nucleosynthesis are provided by the isotopic compositions of stardust, solid grains that have condensed from the gases of individual stars and which have been extracted from meteorites. Stardust is one component of cosmic dust, and is frequently called presolar grains. The measured isotopic compositions in stardust grains demonstrate many aspects of nucleosynthesis within the stars from which the grains condensed during the star's late-life mass-loss episodes. [11]

נוקליאוסינתזה של סופרנובה[עריכת קוד מקור | עריכה]

The Honeycomb Nebula. The wispy ring just right of centre is the remnant of the supernova. Credit ESO
The expanding ring-shaped remnant of SN 1987A and its interaction with its surroundings, seen in X-ray and visible light.

תהליכי נוקליאוסינתזה של סופרנובה מתחוללים בסביבות עתירות אנרגיה הקיימות בקרב כוכבים מאסיביים - סופרנובות (להשלים בירור: זהו כוכב או שלב ?), בהם מתרכבים היסודות שבין צורן לניקל במצב דמוי-שיווי-משקל (? + הסבר)[13] המתפתח במהלכו של ביקוע מהיר (משפט ההמשך לא ברור: לנסות להתגבר על זה עם "המתחבר על-ידי תגובות המאוזנות הדדית") ל-28Si. ניתן לדמות את מצב דמוי-שיווי-משקל למצב שהוא 'כמעט שיווי-משקל', מלבד הימצאותם בשכיחות גבוהה של גרעיני 28Si בתערובת הבוערת בלהט (לקשר להערה בנושא זה + להחליט על תירגום סופי - זה קרוב). מושג זה[15] היווה את הגילוי החשוב ביותר בתיאוריית הנוקליאוסינתזה של היסודות בעלי מסת-ביניים, מאז מאמרו של הויל מ-1954, משום שהוא סיפק הבנה מלאה (?) של היסודות השכיחים החשובים מבחינה כימית, בין צורן (A=28) לבין ניקל (A=60) (לשקול רישום ערכי מס' המסה במופע הראשון של השניים בהקשר זה). מושג זה החליף את המושג השגוי, על אף היותו מצוטט על-ידי רבים, של תהליך-אלפא ב[[מאמר B2FH (לפחות הערת הסבר), אשר בטעות האפיל (???) על התיאוריה הטובה יותר (לדאוג לתירגום חלק יותר כאן) של הויל מ-1954 (לבדוק ולהבין מה קרה פה)[17]. אפשריים תהליכי נוקליאוסינתזה נוספים, ביחוד תהליך-R (תהליך מהיר) שתואר במאמר B2FH, וחושב (?) לראשונה על-ידי סיגר, פאולר וקלייטון (לבדוק קיומם של ערכים א' וע')[19] האחראי להיווצרותם של האיזוטופים של יסודות 'כבדים' (?) מניקל באמצעות בליעה מהירה של נויטרונים (?) חופשיים. היווצרותם של נויטרונים בדרך של לכידת אלקטרון במהלך הדחיסה המהירה של ליבתה של הסופרנובה, יחד עם צבר של גרעיני-זרע (הערת הסבר עוד במופע הראשון + להחליט על מונח סופי) עתירי-נויטרונים, הופכת את תהליך-R לתהליך ראשוני, אף בכוכבים המורכבים ממימן והליום בלבד. דבר זה עומד בניגוד למאמר B2FH הנזכר, המציין תהליך זה כתהליך משני. תסריט מבטיח (למקד ?) זה, על אף תמיכתם, בדרך-כלל, של חוקרים המתמחים בסופרנובות, עדיין נחוץ חישוב משביע-רצון לחלוטין, התואם את השכיחויות המתקבלות בהסתמך על תהליך-R. עובדת היותו של תהליך-R ראשוני (זו הכוונה ?) אושרה על-ידי אסטרונומים שצפו בכוכבים זקנים אשר נולדו בשלב בו שיעור המתכתיות הגלקטית היה עדיין נמוך, ??????????????????????????????????????????????; מראה בכך שמתכתיות נובעת מתהליך פנימי בכוכב. תהליך-R אחראי לקיומן של [[שרשראות טבעיות (הפנייה לערך מתאים) של יסודות רדיואקטיביים, דוגמת אורניום ותוריום, וכן רוב האיזוטופים מרובי-הנויטרונים של כל יסוד כבד.

בתהליך-RP מתרחשת בליעה מהירה של פרוטונים ונויטרונים מהירים, אבל עובדת קיומו של התהליך ותפקידו, אינם ודאיים (לא ברור - משפט לא לגמרי הגיוני ?).

Supernova nucleosynthesis occurs in the energetic environment in supernovae, in which the elements between silicon and nickel are synthesized in quasiequilibrium[20] established during fast fusion that attaches by reciprocating balanced nuclear reactions to 28Si. Quasiequilibrium can be thought of as almost equilibrium except for a high abundance of the 28Si nuclei in the feverishly burning mix. This concept[21] was the most important discovery in nucleosynthesis theory of the intermediate-mass elements since Hoyle's 1954 paper because it provided an overarching understanding of the abundant and chemically important elements between silicon (A=28) and nickel (A=60). It replaced the incorrect although much cited alpha process of the B2FH paper, which inadvertently obscured Hoyle's better 1954 theory.[22] Further nucleosynthesis processes can occur, in particular the R-process (rapid process) described by the B2FH paper and first calculated by Seeger, Fowler and Clayton,[23] in which the most neutron-rich isotopes of elements heavier than nickel are produced by rapid absorption of free neutrons. The creation of free neutrons by electron capture during the rapid compression of the supernova core along with assembly of some neutron-rich seed nuclei makes the r-process a primary process, and one that can occur even in a star of pure H and He. This is in contrast to the B2FH designation of the process as a secondary process. This promising scenario, though generally supported by supernova experts, has yet to achieve a totally satisfactory calculation of r-process abundances. The primary r-process has been confirmed by astronomers who have observed old stars born when galactic metallicity was still small, that nonetheless contain their complement of r-process nuclei; thereby demonstrating that the metallicity is a product of an internal process. The r-process is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron-rich isotopes of each heavy element.

The Rp-process (rapid proton) involves the rapid absorption of free protons as well as neutrons, but its role and its existence are less certain.

נוקליאוסינתזה של סופרנובה (??? - צריך להחליט) מתרחשת מהר מכדי שדעיכה רדיואקטיבית תספיק להקטין את מספר הנויטרונים, כך שאיזוטופים שכיחים רבים, גם אלה עם מספרי פרוטונים ונויטרונים שווים, וגם אלה עם מספרים שונים, מתרכבים בתהליך[25] דמוי-שיווי-משקל של צורן (להסביר למה הכוונה). במהלכו של תהליך זה, בעירת (לציין הערה) חמצן וצורן גורמת למיזוג גרעינים להם מספרים שווים של פרוטונים ונויטרונים על-מנת ליצור נוקלידים הכוללים (?) כפולות שלמות של גרעיני הליום, עד לכפולה של 15 (השייכת ל-60Ni). נוקלידים כאלה, הבנויים מכפולות שלמות של חלקיקי-אלפא הינם יציבים לחלוטין עד ל-40Ca (מורכב מ-10 גרעיני הליום), אולם בגרעינים כבדים יותר, בעלי מספרים שווים של פרוטונים ושל ניוטרונים, קיים אמנם קשר חזק בין הנוקליאונים, אבל הם אינם יציבים. המצב דמוי-שיווי-המשקל מייצר איזוברים[26] רדיואקטיביים ???? (לבדוק שההיגד כולו נכון וקוהרנטי, גם עם ההמשך) 44Ti, 52Cr, 56Fe, ו-56Ni, הנוצרים (מלבד 44Ti) בשפע אבל דועכים לאחר ההתפוצצות, כשהם מותירים את האיזוטופ היציב ביותר של היסוד המתאים עם אותו מספר מסה. האיזוטופים השכיחים וה???? ביותר של יסודות הנוצרים בדרך זו הינם 48Ti ,52Cr, ו-56Fe (צריך לבדוק ולסדר אתהקטע המעצבן הזה)[28]. התפרקויות (או דעיכות - להחליט מה, כמה, ואיפה - לגוון) אלה מלוות בפליטה של קרני גמא מתוך הגרעין המתפרק, אשר הקווים הספקטראליים שלו יכולים לשמש לזיהוי האיזוטופ הנוצר בתהליך ההדעיכה (שוב, בין התפרקות לדעיכה). גילויים של קווי פליטה אלה היה תוצר מוקדם חשוב באסטרונומיית קרני-גמא (יש ערך ? לבדוק, ואולי להשאיר ליותר מאוחר).

Explosive nucleosynthesis occurs too rapidly for radioactive decay to decrease the number of neutrons, so that many abundant isotopes with equal and even numbers of protons and neutrons are synthesized by the silicon quasiequilibrium process.[29] During this process, the burning of oxygen and silicon fuses nuclei that themselves have equal numbers of protons and neutrons to produce nuclides which consist of whole numbers of helium nuclei, up to 15 (representing 60Ni). Such multiple-alpha-particle nuclides are totally stable up to 40Ca (made of 10 helium nuclei), but heavier nuclei with equal and even numbers of protons and neutrons are tightly bound but unstable. The quasiequilibrium produces radioactive isobars 44Ti, 48Cr, 52Fe, and 56Ni, which (except 44Ti) are created in abundance but decay after the explosion and leave the most stable isotope of the corresponding element at the same atomic weight. The most abundant and extant isotopes of elements produced in this way are 48Ti, 52Cr, and 56Fe. These decays are accompanied by the emission of gamma-rays (radiation from the nucleus), whose spectroscopic lines can be used to identify the isotope created by the decay. The detection of these emission lines were an important early product of gamma-ray astronomy.[30]

הראיה המשכנעת ביותר לקיומה של נוקליאוסינתזה של התפוצצות (צריך להחליט על 'סופרנובה' או 'התפוצצות', ולברר סופית אם אכן מדובר באותו דבר) בסופרנובות התקבלה ב1987 כאשר הקווים הספקטראליים של קרני גמא אלה נתגלו מגיעים מסופרנובה 1987A (לבדוק קישור מדוייק, ואם יש ע"ע)(ראה איור מס' ? + צריך למספר + לבדוק אם צריך ואם נהוג). קווי קרני גמא (מקף ? - גם במופעים קודמים) אלה זיהו את הימצאותם של גרעיני 56Co ו-sup>57Co>, אשר זמני מחצית החיים שלהם מגבילים אותם להיות בני כשנה, הוכיחו שמקורם של אלה הוא בקובלט-אב רדיואקטיבי. תצפית זו של [[אסטרונומיה גרעינית נחזתה כבר ב-1969[32] בתור דרך לאישורה של תיאוריית הנוקליאוסינתזה של יסודות מטיפוס של התפוצצות, ותחזית זו שיחקה תפקיד חשוב עבור נאסא בבואה לתכנן את מצפה הכוכבים בקרני-גמא ע"ש קומפטון (לבדוק אם יש ערך, ולהחליט מה לעשות). The most convincing proof of explosive nucleosynthesis in supernovae occurred in 1987 when those gamma-ray lines were detected emerging from supernova 1987A. Gamma ray lines identifying 56Co and 57Co nuclei, whose radioactive halflives limit their age to about a year, proved that they were created by their radioactive cobalt parents. This nuclear astronomy observation was predicted in 1969 [33] as a way to confirm explosive nucleosynthesis of the elements, and that prediction played an important role in the planning for NASA's Compton Gamma-Ray Observatory.

ראיות אחרות לנוקליאוסינתזה של התפוצצות מצויות בחלקיקי אבק הכוכבים (הסבר או הערה) אשר התעבו בתוככי סופרנובות כשאלה התפשטו והתקררו (לא לגמרי ברור). חלקיקי אבק כוכבים הם רק מרכיב אחד של אבק קוסמי (יש ע"ע ?). בפרט, מדידות מלמדות כי 44Ti רדיואקטיבי נמצא בכמויות גדולות בין החלקיקים המרכיבים את אבק-הכוכבים בסופרנובה (לא לגמרי ברור), בעת שאלה נדחסו במהלך התפשטותה של סופרנובה[35]. דבר זה אישר תחזית מ-1975 לזיהויו של אבק-כוכבים שמקורו בסופרנובה (), אשר הפכה חלק מהפנתיאון (לחשוב על תחליף ?) של [[חלקיקים קדם-שמשיים (לבדוק תירגום מדוייק לזה). יחסים איזוטופיים (תירגום) לא רגילים אחרים בתוך חלקיקים אלה חושפים היבטים ייחודיים של תהליכי נוקליאוסינתזה של התפוצצות. Other proofs of explosive nucleosynthesis are found within the stardust grains that condensed within the interiors of supernovae as they expanded and cooled. Stardust grains are one component of cosmic dust. In particular, radioactive 44Ti was measured to be very abundant within supernova stardust grains at the time they condensed during the supernova expansion.[36] This confirmed a 1975 prediction of the identification of supernova stardust (SUNOCONs), which became part of the pantheon of presolar grains. Other unusual isotopic ratios within these grains reveal many specific aspects of explosive nucleosynthesis.

התזה (spallation) של קרניים קוסמיות[עריכת קוד מקור | עריכה]

תהליך התזה של קרניים קוסמיות גורם להקטנת מספר המסה של חומר בין-כוכבי עקב פגיעתם של קרניים קוסמיות ויוצר כמה מבין היסודות הקלים ביותר המצויים ביקום (אם כי ללא כמות משמעותית של דאוטריום). באופן ???? סבורים כי תהליך זה אחראי ליצירת כמעט כל ה-3He, והיסודות ליתיום, בריליום ובור, אם כי חושבים (?) ש(?)כמה ???? ו-???? (להחליט איך להסתדר עם זה) נוצרו במפץ הגדול. תהליך ההתזה (??) - אולי להקדים היגד זה להתחלה ? - נראה מתאים יותר כך - מתקבל מפגיעתן של קרניים קוסמיות (לרוב, פרוטונים מהירים) בתווך הבין-כוכבי. פגיעות אלה מפרקות את גרעיניהם של פחמן, חנקן וחמצן שבדרכן. כתוצאה מתהליך זה מתקבלים ביסודות הקלים בריליום, בור וליתיום ביקום (קוסמוס ?) בתפוצה גדולה בהרבה בהשוואה למצוי באטמוספרות של כוכבי-הלכת במערכת השמש. גרעיני היסודות הקלים 1H ו-4He אינם תוצרים של תהליך התזה (?), והם מיוצגים ברחבי היקום בקירוב בשיעור תפוצתם הקדמונית.

בריליום ובור לא נוצרים בכמויות ניכרות בתהליכי מיזוג כוכביים (נוצרים ?? - לחשוב על מונח מדוייק יותר לפי מה שמתואר פה), בשל אי-יציבותו של כל 8Be המתהווה משני גרעיני 4He. Cosmic ray spallation process reduces the atomic weight of interstellar matter by the impact with cosmic rays, to produce some of the lightest elements present in the universe (though not a significant amount of deuterium). Most notably spallation is believed to be responsible for the generation of almost all of 3He and the elements lithium, beryllium, and boron, although some תבנית:SimpleNuclide and תבנית:SimpleNuclide are thought to have been produced in the Big Bang. The spallation process results from the impact of cosmic rays (mostly fast protons) against the interstellar medium. These impacts fragment carbon, nitrogen, and oxygen nuclei present. The process results in the light elements beryllium, boron, and lithium in cosmos at much greater abundances than they are within solar atmospheres. The light elements 1H and 4He nuclei are not a product of spallation and are represented in the cosmos with approximately primordial abundance.

Beryllium and boron are not significantly produced by stellar fusion processes, due to the instability of any 8Be formed from two 4He nuclei.

ראיות ניסוייות[עריכת קוד מקור | עריכה]

תיאוריות בדבר תהליכי נוקליאוסינתזה נבחנות על-ידי חישוב שכיחויות של איזוטופים משיקולים תיאורטיים, והשוואתן לתוצאות המתקבלות מתצפיות. שכיחויות של איזוטופים מחושבות בדרך-כלל (???) בהתבסס על קצבי המעבר בין איזוטופים במערכת (???). לעיתים קרובות מפשטים חישובים אלה בהסתמך על קיומם של מספר קטן של תגובות עיקריות המווסתות את קצבן של תגובות אחרות (זהו ? נדרשת כאן הרחבה, הבהרה, יותר פירוט בכל מקרה). Theories of nucleosynthesis are tested by calculating isotope abundances and comparing those results with observed results. Isotope abundances are typically calculated from the transition rates between isotopes in a network. Often these calculations can be simplified as a few key reactions control the rate of other reactions.

להתייחס גם כאן לתצפיות המדהימות באמת, של הסופרנובה מסופו של הפרק הקודם. הערה משלימה בהחלט.

מנגנונים ותהליכים משניים[עריכת קוד מקור | עריכה]

נוקלידים מסויימים נוצרים בכמויות קטנות מאוד על כדור-הארץ, באמצעים מלאכותיים. דוגמא לכך היא טכנציום. עם זאת, ישנם נוקלידים הנוצרים גם בכמה תהליכים טבעיים שנמשכו לאחר היווצרותם של יסודות קדמוניים. אלה גורמים לעיתים קרובות ליצירתם של יסודות חדשים, ומאפשרים בכך לפתח שיטות ל[[תיארוך סלעים ולגלות את המקור לתהליכים גיאולוגיים. על אף שתהליכים אלה יוצרים את הוקלידים הללו בכמויות מזעריות, הם המקור הטבעי הבלעדי המספק נוקלידים אלה.

מנגנונים אלה כוללים (את)

  • תהליך דעיכה רדיואקטיבית עשוי להניב נוקלידי-בת בדרך של ???. הדעיכה הגרעינית (במה זהשונה מד"ר ? + בירור 'רדיוגני'). דעיכתם הגרעינית של איזוטופים קדמוניים (?) רבים, בפרט אורניום-235, אורניום-238 ותוריום-232, יוצרים נוקלידי-בת ביניים (?) רבים, לפני שאלה דועכים לבסוף לאיזוטופים של עופרת. המלאי הטבעי על כדור-הארץ של יסודות אלה, דוגמת רדון ופולוניום נוצר דרך מנגנון כזה. גז ארגון-40 שבאטמוספרה נובע ברובו הגדול מהדעיכה הרדיואקטיבית של אשלגן-40 במהלך הזמן מאז היווצרות הארץ. רק מעט מזעיר של הארגון האטמוספרי הינו קדום. הליום-4 בתהליך דעיכת אלפא, ומשום כך גם ההליום הלכוד בקרום כדור-הארץ אינו קדום, ברובו הגדול. בתהליכי דעיכה רדיואקטיבית מסוגים אחרים, כמו דעיכת אשכול (לבדוק מה זה + להחליט על המונח הסופי), נפלטים גרעינים גדולים יותר (למשל, [[ניאון-20), ואלה הופכים, בסופו של דבר, לאטומים יציבים שזה עתה נוצרו.
  • דעיכה רדיואקטיבית יכולה להוביל לביקוע ספונטאני. תהליך זה שונה מדעיכת אשכול (?), משום שתוצרי הביקוע עשויים להיות כמעט כל סוג של אטום. אורניום-235 ואורניום-238 הינם, שניהם, איזוטופים קדומים העוברים ביקוע ספונטאני. טכנציום טבעי (יש טבעי ?) ופרומתיום נוצרים באורח זה.
  • תהליכי תגובות גרעיניות מהווים מנגנון נוסף. תגובות גרעיניות המתרחשות באופן טבעי המוּנעות על-ידי דעיכה רדיואקטיבית (הבחנה בין שתי הדעיכות + יותר מדי קישורים פנימיים ?) יוצרות נוקלידים הנקראים נוקליאוגניים (להשלים בירור + לבדוק ניסוח). תהליך זה מתרחש כאשר חלקיק אנרגטי שמקורו בדעיכה רדיואקטיבית, לעיתים קרובות חלקיק-אלפא, מגיב עם גרעינו של אטום אחר ומשנה אותו לנוקליד אחר. תהליך עשוי גם לגרום לבריאתם של חלקיקים [[תת-אטומיים נוספים (further), דוגמת נויטרונים. נויטרונים יכולים להיווצר גם בתהליכי ביקוע ספונטאני (להוסיף הערה במופע הראשון של ביטוי זה) ופליטת נויטרון. נויטרונים אלה יכולים אז לגרום להיווצרותם של נוקלידים אחרים בדרך של ביקוע מושרה-נויטרון (יש ערך + הערה: להבדיל מספונטאני), או של לכידת נויטרון. למשל, ישנם איזוטופים יציבים, כמו [[ניאון-21 וניאון-22, הנוצרים בכמה דרכים הנובעות (?) מהרכבה (?) נוקליאוגנית, כך שרק חלק משכיחותם בטבע מוסברת על-ידי מקור קדמוני.
  • מנגנון נוסף הוא הוא תגובות גרעיניות המתפתחות כתוצאה מפגיעתן של קרניים קוסמיות. הוסכם לכנות תוצרי-תגובה אלה נוקלידים [[קוסמוגניים ולא נוקלידים נוקליאוגניים (להסביר, עוד קודם). קרניים קוסמיות ממשיכים ליצור יסודות חדשים על-פני כדור-הארץ באמצעות אותם תהליכים קוסמוגניים שהוזכרו קודם, היוצרים את הבריליום והבור הקדומים (? - לא ברור - לחזור על המשפט כולו). דוגמא חשובה (להעיר על חשיבותה של דגומא זו) היא פחמן-14, הנוצר באטמוספרה הארצית מ[[חנקן-14 עקב פגיעתן של קרניים קוסמיות. דןגמא אחרת היא יוד-129 (הערת חשיבות).

ראו גם[עריכת קוד מקור | עריכה]

להשלים נוספים - להחליט מה.

הערות שוליים[עריכת קוד מקור | עריכה]

  1. ^ מושגים מטאפוריים אלה שאולים כמובן, מעולם החי, והם מתייחסים להתהוותו של כוכב, שלבי התפתחותו, וקיצו - דומם או אלים.
  2. ^ מושגים אלה מתייחסים למספר המסה של גרעין איזוטופ נתון - מספר נמוך או גבוה, בהתאמה.
  3. ^ Massimo S. Stiavelli. From First Light to Reionization. John Wiley & Sons, Apr 22, 2009. Pg 8.
  4. ^ Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill (New York 1968) Chapter 5; reissued by University of Chicago Press (Chicago 1883)
  5. ^ D.D. Clayton, W.A. Fowler, T. Hull and B. Zimmerman, Neutron capture chains in heavy element synthesis, Ann. Phys., 12, 331-408 (1961); Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill (New York 1968) Chapter 7
  6. ^ S. Paul W. Merrill (1952). "Spectroscopic Observations of Stars of Class S". The Astrophysical Journal 116: 21. Bibcode:1952ApJ...116...21M. doi:10.1086/145589. 
  7. ^ ,[6]
  8. ^ Donald D. Clayton and L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. 
  9. ^ [8]
  10. ^ S. Paul W. Merrill (1952). "Spectroscopic Observations of Stars of Class S". The Astrophysical Journal 116: 21. Bibcode:1952ApJ...116...21M. doi:10.1086/145589. 
  11. ^ Donald D. Clayton and L. R. Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar Stardust". Annual Review of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. 
  12. ^ D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
  13. ^ [12]
  14. ^ See also Chapter 7 of Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill, New York (1968)
  15. ^ [14]
  16. ^ Donald D. Clayton, Hoyle's Equation, Science, 318, 1876-77 (2007)
  17. ^ [16]
  18. ^ P.A.Seeger, W. A. Fowler, and Donald D. Clayton, Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture, Astrophys. J. Suppl, 11, 121-66, (1965)
  19. ^ ,[18]
  20. ^ D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
  21. ^ See also Chapter 7 of Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, McGraw-Hill, New York (1968)
  22. ^ Donald D. Clayton, Hoyle's Equation, Science, 318, 1876-77 (2007)
  23. ^ P.A.Seeger, W. A. Fowler, and Donald D. Clayton, Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture, Astrophys. J. Suppl, 11, 121-66, (1965)
  24. ^ D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
  25. ^ [24]
  26. ^ גרעיני אטומים השייכים ליסודות שונים, להם אותו מספר נוקליאונים
  27. ^ Donald D. Clayton, Stirling A. Colgate and G. J. Fishman, Gamma ray lines from young supernova remnants, Astrophys. J.. 155. 175 (1969)
  28. ^ [27]
  29. ^ D. Bodansky, Donald D. Clayton, and W. A. Fowler, Nuclear quasi-equilibrium during silicon burning, Astrophys. J. Suppl. No. 148, 16, 299-371,(1968)
  30. ^ Donald D. Clayton, Stirling A. Colgate and G. J. Fishman, Gamma ray lines from young supernova remnants, Astrophys. J.. 155. 175 (1969)
  31. ^ D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman (1969). "Gamma ray lines from young supernova remnants". The Astrophysical Journal 155: 75–82. Bibcode:1969ApJ...155...75C. doi:10.1086/149849. 
  32. ^ [31]
  33. ^ D. D. Clayton, S.A. Colgate, G.J. Fishman (1969). "Gamma ray lines from young supernova remnants". The Astrophysical Journal 155: 75–82. Bibcode:1969ApJ...155...75C. doi:10.1086/149849. 
  34. ^ D. D. Clayton, L. R.Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar stardust". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. 
  35. ^ [34]
  36. ^ D. D. Clayton, L. R.Nittler (2004). "Astrophysics with Presolar stardust". Annual Reviews of Astronomy and Astrophysics 42 (1): 39–78. Bibcode:2004ARA&A..42...39C. doi:10.1146/annurev.astro.42.053102.134022. 

לקריאה נוספת[עריכת קוד מקור | עריכה]