Αστρικη πυρηνοσυνθεση Σπουδαστής: Μιχάλης Γεωργουλάκης Υπεύθυνη Καθηγήτρια: κα Βλαστού Σεμινάριο Φυσικής Ακαδημαϊκό Έτος 2011/12 Σχολή Εφαρμοσμένων Μαθηματικών και Φυσικών Επιστημών

Περιεχόμενα Αρχέγονη Πυρηνοσύνθεση Αστρογένεση Διαδικασίες Καύσης Πυρηνοσύνθεση βαρύτερων στοιχείων Πεδία Έρευνας Βιβλιογραφία

Αρχέγονη Πυρηνοσύνθεση Για t=225s μετά τη Μεγάλη Έκρηξη αρχίζει η διαδικασία της πυρηνοσύνθεσης n+p d+γ+2.22 MeV Οι θερμοκρασιακές συνθήκες (9 x 108 K) επιτρέπουν τη διενέργεια αντιδράσεων με d (δευτέριο) , τα προϊόντα των οποίων οδηγούν μέσω νέων αντιδράσεων σε παραγωγή σωματιδίων α (πυρήνων ηλίου). p+d 32He+γ+5.49 MeV n+d t+γ+6.26 MeV t+p α+γ+19.81 MeV 32He+n α+γ+20.58 MeV t+d α+n+17.59 MeV d+d α+γ+23.85 MeV

Τα αρχικά στάδια της πυρηνοσύνθεσης παύουν περίπου 30 λεπτά μετά την έναρξή τους. Σ’αυτή τη φάση η θερμοκρασία είναι γύρω στα 3x108 K ενώ η πυκνότητα της ύλης 30kg/m3. Αναλογία πρωτονίων – α σωματιδίων ίση με 3:1 Υπάρχουν ίχνη δευτερίου (d), πυρήνων 32He (tralphium) και πιθανόν και 73Li, ο οποίος είναι ο μόνος βαρύτερος του ηλίου πυρήνας που παράγεται σ’αυτό το στάδιο. Παρ’ότι έχουν περάσει πλέον περισσότερα από 1010 χρόνια απ’όταν το Σύμπαν ήταν ηλικίας 30 λεπτών, η αστρική πυρηνοσύνθεση δεν διαφοροποίησε ουσιαστικά τη σύνθεση του Σύμπαντος. Η αναλογία υδρογόνου – ηλίου παραμένει η ίδια (76% - 24 %).

Αστρική Γένεση Ένας αστέρας δημιουργείται από τη μεσοαστρική ύλη η οποία αποτελείται κυρίως από H και λιγότερο από He. Η ελάχιστη ποσότητα που απαιτείται για τη «γέννησή» του είναι 1030 kg. Στην αρχή δημιουργείται ένας αργά περιστρεφόμενος βασικός πυρήνας (πρωτο- -αστέρας) πιθανόν λόγω των ωστικών κυμάτων που προκαλούνται από διάφορες αιτίες (πχ μία έκρηξη supernova). Ουσιαστικά συμπυκνώνεται το μοριακό H (κυρίως) σε κάποιες περιοχές του νεφελώματος αυξάνεται η συχνότητα συγκρούσεων μεταξύ των ατόμων του συμπίεση της ύλης προς το κέντρο της περιοχής (λόγω της αυξημένης βαρύτητας) ο πρωτοαστέρας γίνεται ολοένα πιο μικρός και πυκνός και αρχίζει να περιστρέφεται

Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται βαρυτική κατάρρευση. Κατά συνέπεια: Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται βαρυτική κατάρρευση. Κατά συνέπεια: Αυξάνεται συνεχώς η συχνότητα συγκρούσεων Παράγεται ολοένα και περισσότερη θερμότητα Εκπέμπεται υπέρυθρη ακτινοβολία απορρόφηση αύξηση θερμοκρασίας Για Τ≈ 10 – 15 x 106 Κ και p ≈102 gr/cm3 ξεκινάει η καύση του υδρογόνου, δηλαδή οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις της αλυσίδας p – p (proton – proton chain). Η καύση του υδρογόνου οδηγεί στη σύνθεση He με παράλληλη έκλυση τερασ- τίων ποσών ενέργειας. Ξεκινάει η αστρική πυρηνοσύνθεση. Η εσωτερική πίεση αυξάνεται λόγω των αντιδράσεων και εξισορροπεί τις βαρυτικές δυνάμεις από τα εξώτερα στρώματα αποκαθίσταται υδροδυναμική ισορροπία.

Όσο περισσότερο υδρογόνο συντήκεται, τόσο περισσότερο ήλιο εναποτίθεται στον πυρήνα. Εν τέλει η καύση του υδρογόνου θα περιοριστεί σ’ένα περιφερειακό φλοιό και θα διαταραχθεί ξανά η υδροδυναμική ισορροπία εκ νέου βαρυτική κατάρρευση περαιτέρω αύξηση της θερμοκρασίας του πυρήνα επιτρέπονται πυρηνικές αντιδράσεις βαρύτερων στοιχείων (με υψηλότερο δυναμικό Coulomb). Η μάζα του αστέρα είναι αυτή που καθορίζει τις διεργασίες που θα ακολουθήσουν. (Ως μονάδα μέτρησης αστρικών μαζών χρησιμοποιείται η μάζα του Ήλιου μας, ισούται με 1,9891 × 1030 kg και συμβολίζεται .) Το ήλιο μέσω θερμοπυρηνικών αντιδράσεων μετατρέπεται σε C, N και O. Απαιτούμενες συνθήκες θερμοκρασίας : Τ = ~ 108 K και πυκνότητας ύλης p ≈ 102- 105gr/cm3

Μάζα Αστέρα Μ < 8 Μ > 8 Μεγάλες βαρυτικές δυνάμεις Όχι αρκετά υψηλές θερμοκρασίες ώστε να αρχίσει η καύση του C. Μ ≤ 1.4 Καύση C, Ne, O, Si και παραγωγή μέχρι και Fe Πλανητικό νεφέλωμα + λευκός νάνος (θερμός και πυκνός πυρήνας) Παραμένει σ’αυτό το στάδιο Εκ νέου βαρυτική κατάρρευση, ακολουθούν όλοι οι φλοιοί Τύπου ΙΙ Supernova Μ ≥ 1.4 Τύπου Ι Supernova

Έτσι, μεγάλη ποσότητα της ύλης (περίπου 1 Έτσι, μεγάλη ποσότητα της ύλης (περίπου 1.2- 2 παραμένουν ως αστέρας νετρονίων ) εκτινάσσεται στο μεσοαστρικό χώρο και εμπλουτίζει το μεσοαστρικό αέριο με βαρύτερα στοιχεία. Αυτή η ποσότητα της ύλης είναι το εξωτερικό κομμάτι του αστεριού. Το εσωτερικό του συνεχίζει να συμπιέζεται και εν τέλει σχηματίζει είτε ένας αστέρας νετρονίων (για αρχικό Μ < 30 ) είτε μία μαύρη τρύπα ( Μ > 30 ). Έτσι, η σύσταση του μεσοαστρικού αερίου εξαρτάται από τις αντιδράσεις που λαμβάνουν χώρα στους αστέρες. Ταυτόχρονα όμως οι αντιδράσεις αυτές εξαρτώνται από τη σύσταση του αερίου από το οποίο σχηματίστηκε ο αστέρας στον οποίο λαμβάνουν χώρα! Οπότε το τι είδους αστέρι θα γεννηθεί εξαρτάται και από τις διεργασίες που έλαβαν χώρα στο παρελθόν στο σημείο του σύμπαντος στο οποίο βρίσκεται. )

Διαδικασίες Κάυσης Οι διαδικασίες παραγωγής στοιχείων στα άστρα περιγράφηκαν αναλυτικά για πρώτη φορά 1957 από τους Burbidge, Burbidge, Fowler και Hoyle στο άρθρο τους Synthesis of the Elements in Stars (στο περιοδικό Reviews of Modern Physics). Οι μηχανισμοί που οδηγούν στην αστρική πυρηνοσύνθεση είναι: Καύση Υδρογόνου (αλυσίδα p-p και αλυσίδα C-N-O) Καύση Ηλίου Διαδικασία α και 3α (α and 3α process) Καύση Άνθρακα Καύση Οξυγόνου Διαδικασία s (slow process) Διαδικασία r (rapid process) Διαδικασία p (p process)

Καύση Υδρογόνου Η καύση του υδρογόνου σε ήλιο είναι η μακροβιότερη χρονικά στη ζωή ενός αστ- -έρα (λαμβάνει χώρα για το 90% περίπου της ζωής του). Για παράδειγμα, ο Ήλιος μας καίει υδρογόνο επί 5x109 χρόνια και προβλέπεται να το κάνει για άλλα τόσα. Αλυσίδα p-p (p – p chain): Ο βασικότερος μηχανισμός σύντηξης υδρογόνου σε ήλιο. Η ελάχιστη ενέργεια που απαιτείται για την πραγματοποίησή του είναι ≈10-15x106 K, καθώς μόνο τότε τα πρωτόνια έχουν την απαιτούμενη κινητική ενέργεια ώστε να υπερνικήσουν το φράγμα Coulomb. Ο πρώτος που ανέπτυξε (δεκαετία του ‘20) τη θεωρία ότι είναι απαραίτητες οι αντιδράσεις μεταξύ πρωτονίων για να λαμβάνουν χώρα διαδικασίες καύσης στα αστέρια ήταν ο Addington.

p + p 2 2He 2 2He 21Η + e+ + νe p + p 21Η + e+ + νe + 0.42 MeV β+ διάσπαση με ενεργό διατομή ≈ 10-51 m2 εξαιρετικά σπάνια αντίδραση! e- + e+ γ + γ + 1.02 MeV d + p 3 2He + γ + 5.49 MeV Ολική ενέργεια: Μέσος χρόνος ζωής πρωτονίου στην παρούσα φάση: 1010 χρόνια Δευτερίου: 1s 3 2He: 2x105 χρόνια

Παραγωγή ηλίου μέσω τεσσάρων περιπτώσεων Κλάδος (branch) PP IV (hep) Κλάδος (branch) PP III Κλάδος (branch) PP I Κλάδος (branch) PP II Κλάδος PP I: 32He + 32He 42He + 2 p + 12.86 MeV Σε θερμοκρασίες 10-14x106 K είναι ο κυρίαρχος κλάδος. Κλάδος PP IΙ: 32He + 42He 74Βe + γ 74Βe + e- 73Li + νe + 0.861(90%)/0.383(10%) ΜeV 73Li + p 2 42He Κυρίαρχος κλάδος σε θερμοκρασίες 14-23x106 K

Κλάδος PP IΙΙ: 32He + 42He 74Βe + γ 74Βe + p 85B + γ 8 5Β 84Be + e+ + νe (β- διάσπαση) 84Be 2 42He Κυρίαρχος κλάδος σε θερμοκρασίες > 23x106 K Τα νετρίνα που παράγονται είναι υψηλών ενεργειών (μέχρι και 14.06 MeV). Κλάδος PP IV: Καθαρά θεωρητική αντίδραση, καθώς δεν έχει παρατηρηθεί ποτέ. 32He + p 42He + e+ + νe + 18.8 MeV

Μόνο η ενέργεια της αλυσίδας καύσης p-p που απελευθερώνεται με τη μορφή φωτονίων (περίπου 0.7% της αρχικής μάζας των πρωτονίων) αλληλεπιδρά με τα e- και p με συνέπεια τη θέρμανση του εσωτερικού του αστέρα και άρα την αποφυγή της βαρυτικής κατάρρευσης. Borexino 2012

Αλυσίδα CNO (CNO chain): Καταλυτικός κύκλος αντιδράσεων που οδηγεί στην παραγωγή ηλίου. Αρχίζει να παρατηρείται για θερμοκρασίες γύρω στα 15x106 K. Στα αστέρα μάζας μικρότερης ή ίσης του Ήλιου μας, είναι δευτερεύοντας μηχανισ- μός κάυσης υδρογόνου, καθώς η θερμοκρασία του πυρήνα ευνοεί περισσότερο την p-p αλυσίδα καύσης. Για παράδειγμα στον Ήλιο μας (θερμοκρασίας πυρήνα 15.7x106 K), μόλις το 1,7% των πυρήνων Ηλίου προέρχονται από αντιδράσεις αλυσίδας CNO. Αντίθετα για αστέρια με M>1.3 παίζει μεγαλύτερο ρόλο, προσφέροντας μάλιστα ποσά ενέργειας ανάλογα με τη θερμοκρασία. Παρ’ότι κι εδώ παρατηρούνται πολλοί κλάδοι αντιδράσεων, το αποτέλεσμα είναι σε όλους το ίδιο. 4p 42He + 2e+ + 2νe +3 γ + 26.8 MeV

Διαδικασία CNO – I (καταλύτης 126 C): Προτάθηκε για πρώτη φορά από τον Weizsacker (1938) και αργότερα τον Bethe (1939). Η αλυσίδα είναι: 126 C 137Ν 136 C 147 Ν 158 Ο 157 Ν 126 C Και οι αντιδράσεις που λαμβάνουν χώρα: 126 C + p 137Ν + γ +1.94 MeV 137Ν 136 C + e+ + νe +1.20 MeV ( τ = 9.965 min) 136 C + p 147 Ν + γ + 7.55 MeV 147 Ν + p 158 Ο + γ + 7.29 MeV 158 Ο 157 Ν + e+ + νe +1.74 MeV ( τ = 122,4 s) 136 C + p 126 C + 42He + 4.96 MeV αργή αντίδραση Έπίσης αργή αντίδραση με μικρή ενεργό διατομή (Gran Sasso, Luna accelerator)

Τα νετρίνα που διαφεύγουν από κάθε κύκλο καύσης έχουν μέση ενέργεια 1 Τα νετρίνα που διαφεύγουν από κάθε κύκλο καύσης έχουν μέση ενέργεια 1.7 MeV. Έχει παρατηρήθεί ότι στους ερυθρούς γίναντες οι λόγοι N12c / N13c και N12c / N14Ν (αν N12c , N13c , N14Ν ο αριθμός των πυρήνων 12C, 13C, 14Ν) είναι μικρότεροι απ’ ότι σ’ένα αστέρι που βρίσκεται σε υδροδυναμική ισορροπία στοιχείο ότι οι θεωρητικές προβλέψεις περιγράφουν σωστά τη διαδικασία καύσης υδρογόνου μέσω ενός καταλυτικού κύκλου. Διαδικασία CNO – IΙ (καταλύτης 157 Ν): Ελάχιστη πιθανότητα (0.04%) να λάβει χώρα στον πυρήνα του αστέρα. 157 Ν 168Ο 179 F 178 O 147 N 158 O 157 N Η αντίδραση που οδηγεί στην παραγωγή σωματιδίων α είναι : 178 Ο + p 147 C + 42He + 1.19 MeV, ενώ ο κύκλος περιλαμβάνει (p, γ) αντιδρά – - σεις και β+ διασπάσεις.

Διαδικασίες CNO – IΙΙ και IV (καταλύτες 178 Ο και 199 F αντίστοιχα ): Μόνο σε αστέρες μεγάλης μάζας. 178 Ο 189F 188 O 157N 168 O 179 F 178 O 197 F 168Ο 179 F 178 O 187 F 188 O 197 F Οι αντιδράσεις που οδηγούν στην παραγωγή σωματιδίων α είναι : 188 Ο + p 157 Ν + 42He + 3.98 MeV και 199 F + p 168 Ν + 42He + 8.114 MeV Για να ξεκινήσει η IV διαδικασία θα πρέπει από την αντίδραση παραγωγής ηλίου της III διαδικασίας να παραχθεί 199 F και ένα φωτόνιο.

Καύση Ηλίου Πραγματοποιείται σε θερμοκρασίες 108 Κ Υψηλή πυκνότητα: 108 kg/m-3 Διαδικασία 3α: Προβλέφθηκε θεωρητικά από τον Hoyle ως αναγκαία για τη σύνθεση 12 C. α + α 84 Be – 0.09 MeV α + 84 Be 126C + 2γ +7.16 MeV Οι αντιδράσεις πραγματοποιούνται λόγω συντονισμού (resonance), καθώς οι ενέργειες των αντιδρώντων είναι πολύ κοντά με αυτές των προϊόντων. Ασταθές, με τ = 2,6 x 10-6 s

Ο άνθρακας με την πρόσληψη σωματιδίου α, θα σχηματίσει οξυγόνο. 126C + α 168Ο + γ +7.16 MeV Η 3α διαδικασία έχει μικρή πιθανότητα να πραγματοποιηθεί, κυρίως λόγω του μικρού μέσου χρόνου ζωής του 84 Be. Γι αυτό και η δημιουργία του 126C απαιτεί πολύ χρόνο. Αυτό εξηγεί το γιατί στα «απομεινάρια» του Big Bang δεν υπάρχουν σημαντικές ποσότητες άνθρακα. Η θερμοκρασία έπεσε κάτω από την απαραίτητη για τη σύνθεσή του, πιο γρήγορα απ’ ότι παράγεται ο ίδιος. Χαρακτηριστικά: Μεγάλη εξάρτηση από τη θερμοκρασία και την πίεση Σε μικρής μάζας αστέρες προκαλούνται runaway αντιδράσεις Σε μεγάλους αστέρες προκαλεί μετατροπές στο μέγεθός τους (διαστολή – συ- -στολή) που οδηγούν στην εκτόξευση υλικών από τα εξώτερα στρώματα.

Διαδικασία α: Αντιδράσεις χαμηλού ρυθμού δεν συνεισφέρουν σημαντικά στην παραγωγή ενέργειας. Στοιχεία α: Τα εν αφθονία ισότοπά τους έχουν μάζα ακέραια πολλαπλάσια αυτής των α. Ακόμη πιο χαμηλού ρυθμού λόγω αυξανόμενου φράγματος Coulomb Κατανάλωση ενέργειας κατάρρευση πυρήνα άστρου

Κάυση Άνθρακα, Υδρογόνου και Πυριτίου: Η καύση του άνθρακα πραγματοποι- -είται σε θερμοκρασίες > 5x108 K και πίεσης > 3x109 kg/m3. Για το οξυγόνο οι αντίστοιχες τιμές είναι ≈1.5x109 Κ και ≈1010kg/m3 αντίστοιχα. Οι διεργασίες λαμβάνουν χώρα σε αστέρες με Μ ≥ 8 ασταθές παρά το υψηλό Q value δεν είναι πιθανή αντίδραση, λόγω της ηλεκτρομαγνητικής φύσης!

Τα νετρόνια που παράγονται στην τρίτη αντίδραση παίζουν σημαντικό ρόλο στη διαδικασία s. Τα πρωτόνια της δεύτερης αντίδρασης συμμετέχουν στις αντιδράσεις αλυσί – - δας p-p και CNO ή αντιδρούν με το παραγόμενο 23Na για τη δημιουργία 20 Ne κι ενός σωματιδίου α. Το τελικό μίγμα της καύσης του άνθρακα περιλαμβάνει Ne, Na, Mg και Ο. Αμέσως μετά την καύση του άνθρακα, ακολουθεί η καύση του Ne που περιγράφε- -ται από τις ακόλουθες αντιδράσεις: 2010 Ne + γ 168 Ο + 42He 2010 Ne + 42He 2412Mg + γ 2010 Ne + n 2110Ne + γ 2110 Ne + 42He 2412Mg + γ Και ακολουθεί η καύση του O που οδηγεί στην παραγωγή Si , το οποίο με τη σειρά του θα ξεκινήσει καύσεις για Τ ≈2.7 – 3.5x109 Κ .

Η καύση του Si διαρκεί περίπου μία ημέρα και σταματάει όταν παραχθεί 56 Ni (τ = 6.02 d) Από εκεί και πέρα 56 Ni 56 Co (τ = 77.3 d) μέσω β+ διάσπασης 56 Fe μέσω electron capture. Το 56 Ni στις συνθήκες που επικρατούν στον πυρήνα του αστέρα αποσυντίθεται μέσα σε λίγα μόνο λεπτά. Η τελευταία αντίδραση καταναλώνει ενέργεια για να πραγματοποιηθεί κι έτσι ο πυρήνας (με T = 5x109 K ) καταρρέει καθώς το διαθέσιμο «καύσιμο» έχει τελειώσει.

Πυρηνοσύνθεση στοιχείων βαρύτερων του Fe Λόγω της αύξησης του φράγματος Coulomb στην περιοή του Fe, δεν γίνεται να παραχθούν πυρήνες βαρύτεροι από αυτόν μέσω αντιδράσεων φορτισμένων σωματιδίων χρειάζεται η συμμετοχή ουδέτερων σωματιδίων σύλλη- -ψη νετρονίων. (Ζ, Α) + n (Z, A+1) + μία ή περισσότερες ακτίνες γ (1) Μέσος χρόνος σύλληψης n: τ= 1/(Υn*ρ*ΝA*<σu>n) Συνοδεύεται από : β- διάσπαση: (Ζ, Α+1) (Ζ+1, Α+1) + ε- + νε (2) Αν ωn, ωβ οι ρυθμοί σύλληψης και αποδιέγερσης των (1), (2) τότε:

ωn << ωβ διαδικασία s (slow process) ωn>>ωβ διαδικασία r (rapid process) Διεργασία s: Ο μέσος χρόνος σύλληψης n είναι τs ~ 103 χρόνια, ενώ οι χρόνοι αποδιέγερσης των β- από μερικά s έως μερικά χρόνια. Αντιδράσεις (n, γ) σε περιβάλλον πλούσιο σε νετρόνια ~ 108 νετρόνια/cm3. Κύρια πηγή νετρονίων: 2210 Ne + α 2512Mg + n – 0.48 MeV 136 C+ α 168 Ο + + n – 0.91 MeV Ένας ασταθής πυρήνας αποδιεγείρεται σε έναν ισοβαρή προτού προλάβει να συλλάβει νετρόνια Οι πυρήνες που δημιουργούνται βρίσκονται κατά μήκος ή δίπλα στην κοιλάδα β σταθερότητας

Η διεργασία δεν μπορεί να δημιουργήσει πυρήνες με Α>209 λόγω γρήγορων α – αποδιεγέρσεων στην περιοχή αυτή. Τα στοιχεία Sr, Ba, Pb είναι αυτά που εμφανίζουν τη μεγαλύτερη αφθονία στη διεργασία s. Διεργασία r: Λαμβάνει χώρα σε συνθήκες έκρηξης Supernova I ή ΙΙ. Πυκνότητα νετρονίων: 1020 νετρόνια/cm3. Μέσος χρόνος σύλληψης n: τr ~ s ή και μικρότερος. Πολύ γρήγορη σύλληψη νετρονίων πυρήνες πλούσιοι σε νετρόνια Οι (n, γ) αντιδράσεις σταματούν όταν παραχθούν πυρήνες με χρόνους β- αποδι – - εγέρσεων μικρότερων από των αντιδράσεων αυτών (Α = 270).

Οι ήδη σχηματισμένοι πυρήνες θα αποδιεγερθούν με β- στα ισοβαρή ισότοπά τους και αυτά με τη σειρά τους θα κάνουν το ίδιο. οι r πυρήνες βρίσκονται στο δεξί μέρος της κοιλάδος σταθερότητας και ορισμένοι εξ’αυτών δίπλα της. Τη μεγαλύτερη αφθονία παρουσιάζουν τα Ge, Xe, Pt.

Λίγο πριν ή κατά τη έκρηξη Supernova II Διεργασία p: Μέσω αυτής παράγονται όσοι πυρήνες δεν είναι δυνατό να παραχθούν κατά τις s και r. Τα επικρατέστερα αυτή τη στιγμή αστροφυσικά περιβάλλοντα στα οποία παράγονται αυτοί οι πυρήνες (p πυρήνες) είναι: Λίγο πριν ή κατά τη έκρηξη Supernova II Κατά την έκρηξη Supernova Ιb/Ic. Κατά την έκρηξη Supernova Ια. Σε λευκούς νάνους με M ≤ 1.4 (όριο Chandrasekhar) Η διεργασία p πραγματοποιείται για πυκνότητες νετρονίων > 108 gr/cm3 και θερμοκρασίας 1.8 – 3.3 x 109 K (μικρής διάρκειας ώστε να μην έχουμε φωτοδιάσπαση των p πυρήνων) απαραίτητες για να υπάρχει ροή φωτονίων υψηλής ενέργειας Λαμβάνουν χώρα αντιδράσεις 1) (p, γ) ελαφρύτερων ισοβαρών πυρήνων, 2) (γ, n) βαρύτερων ισοτόπων και 3) συνδυασμοί αντιδράσεων (γ, n), (γ, p), (γ, α) και β+ διασπάσεις. Στα στρώματα Ο/Ne

Η διεργασία απαιτεί και την ύπαρξη πυρήνων οι οποίοι θα συμμετάσχουν στις προαναφερθείσες αντιδράσεις. Αυτοί οι πυρήνες είναι οι s πυρήνες και ονομάζονται πυρήνες «σπόροι». Συνολικά υπάρχουν 35 p πυρήνες οι οποίοι είναι σταθεροί, βρίσκονται αριστερά της κοιλάδας σταθερότητας και έχουν μικρές ισοτοπικές αναλογίες 10-100 φορές μικρότερες από αυτές των πλούσιων σε νετρόνια ισοτόπων τους (αποκλειστικά για το ηλιακό μας σύστημα). (γ, p) 2 β+ διάσπαση (p, γ) (γ, n)

Πεδία Έρευνας Ακριβής προσδιορισμός του ρυθμού σύνθεσης του αρχέγονου 73Li Λεπτομερέστερη μελέτη της αντίδρασης μεταστοιχείωσης του 126 C σε 168 Ο. Περαιτέρω έρευνα CNO και s αντιδράσεων που περιλαμβάνουν ασταθή ισότοπα, καθώς και p πυρήνων πλούσιων σε πρωτόνια. Καλύτερη καταγραφή («ξεμπέρδεμα») των αντιδράσεων της r διεργασίας ώστε να γίνει γνωστό με βεβαιότητα το πώς και πότε δημιουργήθηκαν τα βαρύτερα στοιχεία. Τρόπος παραγωγής p – πυρήνων σε συστήματα Λευκού Νάνου CO (carbon – oxygen white dwarf) – Αστέρα Συνοδού. Και πολλά ακόμη...

Βιβλιογραφία Williams, W.S.C. (1991), Nuclear and Particle Physics, Oxford Science Publications, New York Cottingham, W.N. & Greenwood, D.A. (1992), Εισαγωγή στην Πυρηνική Φυσική (Κ. Σαρηγιάννης, Μεταφ.), Τυπωθήτω, Αθήνα Burbidge, M., Burbidge, G., Fowler, W. & Hoyle, F., 1957. Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics, 4(29), pp. 551-553. Reid, N. & Hawley, S. (2005), New Light on Dark Stars, Springer, New York December 2010. Nuclear Physincs: Science and Applications. Perspectives for research in Europe , 4(29), p. 7.

Ασημακόπουλος, Π. Α. (2005), Εισαγωγή στην Πυρηνική Φυσική (2η εκδ Ασημακόπουλος, Π.Α. (2005), Εισαγωγή στην Πυρηνική Φυσική (2η εκδ.), Εκδόσεις Πανεπιστημίου Ιωαννίνων, Ιωάννινα Σπύρου, Α. (2007), Μελέτη πυρηνικών αντιδράσεων σύλληψης με σημασία στην πυρηνοσύνθεση μεσοβαρών πυρήνων (Διδακτορική Διατριβή), ΕΜΠ, Αθήνα Τσαγκάρη, Π. (2005), Μέτρηση της ενεργού διατομής της πυρηνικής αντιδρασης 89Υ(p,γ)90Zr σε ενέργειες με αστροφυσικό ενδιαφέρον (Διδακτορική Διατριβή), ΕΜΠ, Αθήνα http://www.physics.upatras.gr/UploadedFiles/course_202_2496.pdf http://en.wikipedia.org