Sadržaj | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11  | 12 | 13 | 14 | 15 | 16 |
| 17 | 18 | 19 |>

7       Nastanak hemijskih elemenata

7.3    Sagorevanje ugljenika

sl. 7.3.1

Na sve višim i višim temperaturama koje se dostižu u unutrašnjosti zvezde, sve teža i teža jezgra mogu da stupe u fuzione reakcije. Na temperaturi od 109K (koja se javlja samo u jezgrima zvezda mnogo masivnijih od Sunca) dolazi do fuzije ugljenika u magnezijum: (sl. 7.3.a)

Međutim, zbog velikog broja protona u jezgrima težim od ugljenika, većeg broja protona, fuzija težih elemenata zahteva vrlo visoke temperature koje skoro da se i ne javljaju u zvezdama. Zbog toga teži elementi nastaju na drugi, lakši, način. Na primer, odbojna sila između dva jezgra ugljenika je tri puta veća nego odbojna sila između ugljenika i helijuma. Zbog toga se fuzija ugljenik-helijum odigrava na nižim temperaturama nego fuzija dva jezgra ugljenika. Na temperaturi većoj od 6x108K, jezgro ugljenika-12 sudara se sa jezgrom helijuma-4 i dolazi do nuklearne reakcije u kojoj nastaje kiseonik-16: (sl. 7.3.b)

Ako postoje jezgra helijuma verovatnoća za odigravanje ove reakcije je mnogo veća nego za fuziju dva atoma ugljenika.

Na temperaturi većoj od 1,2x109K može doći do sudara dva jezgra kiseonika-16 i njihove fuzije u sumpor-32:

ali i ovde je veća verovatnoća da jezgro kiseonika reaguje sa helijumom i pri tome nastane neon-20:

Kako zvezda stari teži elementi češće nastaju zahvatom helijuma nego fuzijom istih jezgara. Zbog toga što je fuzija sa jezgrom helijuma česta, elementi sa rednim brojem deljivim sa 4 su najrasprostranjeniji: ugljenik (12), kiseonik (16), neon (20), magnezijum (24), silicijum (28), itd. Upravo ovi elementi predstavljaju pikove na grafikonu rasprostranjenosti. Svaki od njih nastaje u posebnoj fazi evolucije zvezde fuzijom prethodnog člana niza i helijuma.

Sadržaj | 1 | 2 | 3 | 4 | 5 | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | 12 | 13 | 14 | 15 | 16 |
| 17 | 18 | 19 |>
 

(avgust 2003.)

vrh