Αστρικη πυρηνοσυνθεση

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

2. Περιεχόμενα • Αρχέγονη Πυρηνοσύνθεση • Αστρογένεση • Διαδικασίες Καύσης • Πυρηνοσύνθεση βαρύτερων στοιχείων • Πεδία Έρευνας • Βιβλιογραφία

3. 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+d32He+γ+5.49MeV n+d t+γ+6.26 MeV t+pα+γ+19.81 MeV 32He+n α+γ+20.58 MeV t+dα+n+17.59 MeV d+dα+γ+23.85 MeV

4. 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 %).

5. Αστρική Γένεση Ένας αστέρας δημιουργείται από τη μεσοαστρική ύλη η οποία αποτελείται κυρίως από H και λιγότερο από He. Η ελάχιστη ποσότητα που απαιτείταιγια τη «γέννησή» του είναι 1030kg. Στην αρχή δημιουργείται ένας αργά περιστρεφόμενος βασικός πυρήνας (πρωτο- -αστέρας) πιθανόνλόγω 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

6. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται βαρυτική κατάρρευση. Κατά συνέπεια: Αυξάνεται συνεχώς η συχνότητα συγκρούσεων Παράγεται ολοένα και περισσότερη θερμότητα Εκπέμπεται υπέρυθρη ακτινοβολία απορρόφηση αύξησηθερμοκρασίας Για Τ≈ 10 – 15 x 106 Κ και p ≈102gr/cm3ξεκινάει 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.

7. 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 με1,9891 × 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

8. 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

9. 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. )

12. 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)

13. 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 5x109χρόνια 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.

14. p + p 21Η + e+ + νe + 0.42 MeV β+ διάσπαση με ενεργό διατομή ≈ 10-51m2 εξαιρετικά σπάνια αντίδραση! p + p 22He 22He 21Η + e+ + νe e- + e+γ + γ + 1.02 MeV d + p 32He + γ + 5.49 MeV Ολική ενέργεια: Μέσος χρόνος ζωής πρωτονίου στην παρούσα φάση: 1010χρόνια Δευτερίου: 1s 32He: 2x105χρόνια

15. Κλάδος (branch) PP IV (hep) Κλάδος (branch) PP III Κλάδος (branch) PP I Κλάδος (branch) PP II Παραγωγή ηλίου μέσω τεσσάρων περιπτώσεων 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

16. Κλάδος PP IΙΙ: 32He + 42He 74Βe + γ 74Βe + p 85B + γ 85Β84Be + 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

17. 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

18. Αλυσίδα CNO (CNO chain): Καταλυτικός κύκλος αντιδράσεωνπου 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

19. Διαδικασία CNO – I (καταλύτης 126C): Προτάθηκε για πρώτη φορά από τον Weizsacker (1938) και αργότερα τον Bethe(1939). Η αλυσίδα είναι: 126C137Ν 136C147Ν 158 Ο157Ν 126C Και οι αντιδράσεις που λαμβάνουν χώρα: 126C + p 137Ν + γ +1.94 MeV 137Ν136C + e+ + νe +1.20 MeV ( τ = 9.965 min) 136C + p 147Ν + γ + 7.55 MeV 147Ν + p 158 Ο + γ + 7.29 MeV 158 Ο 157Ν+ e+ + νe +1.74 MeV( τ = 122,4 s) 136C + p 126C + 42He + 4.96 MeV αργή αντίδραση Έπίσης αργή αντίδραση με μικρή ενεργό διατομή (Gran Sasso, Luna accelerator)

20. Τα νετρίναπου 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 157Ν): Ελάχιστη πιθανότητα (0.04%) να λάβει χώρα στον πυρήνα του αστέρα. 157Ν 168Ο 179F178O147N 158O157N Η αντίδραση που οδηγεί στην παραγωγή σωματιδίων α είναι : 178Ο + p 147C + 42He + 1.19 MeV, ενώ ο κύκλος περιλαμβάνει (p, γ) αντιδρά – - σεις και β+ διασπάσεις.

21. Διαδικασίες CNO – IΙΙ και IV (καταλύτες 178Ο και 199F αντίστοιχα ): Μόνο σε αστέρες μεγάλης μάζας. 178 Ο 189F188 O157N168 O 179 F178 O 197F168Ο 179F178O187F 188O197F Οι αντιδράσεις που οδηγούν στην παραγωγή σωματιδίων α είναι : 188Ο + p 157Ν + 42He + 3.98 MeV και 199F + p 168 Ν + 42He + 8.114MeV Για να ξεκινήσει η IV διαδικασία θα πρέπει από την αντίδραση παραγωγής ηλίου της III διαδικασίας να παραχθεί 199F και ένα φωτόνιο.

22. 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 12C. α + α 84Be – 0.09 MeV α + 84Be126C + 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

24. 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 84Be. 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.

25. 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

26. 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≈1.5x109Κ και ≈1010kg/m3αντίστοιχα. Οι διεργασίες λαμβάνουν χώρα σε αστέρες με Μ ≥ 8 ασταθές παρά το υψηλό Q value δεν είναι πιθανή αντίδραση, λόγω της ηλεκτρομαγνητικής φύσης!

27. 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 παραγόμενο23Na για τη δημιουργία 20Ne 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: 2010Ne+ γ168 Ο + 42He 2010Ne + 42He 2412Mg + γ 2010Ne+ n 2110Ne + γ 2110Ne + 42He 2412Mg + γ Και ακολουθεί η καύση του O που οδηγείστηνπαραγωγή Si , το οποίο με τη σειρά του θα ξεκινήσει καύσεις για Τ ≈2.7 – 3.5x109Κ .

28. Η καύση του Si διαρκεί περίπου μία ημέρα και σταματάειόταν παραχθεί 56Ni (τ = 6.02 d) Από εκεί και πέρα56Ni 56Co (τ = 77.3 d) μέσω β+ διάσπασης 56Fe μέσω electron capture. Το 56Ni 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.

29. 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:

30. 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: 2210Ne+ α 2512Mg + n – 0.48 MeV 136C+ α168 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

31. 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. Διεργασίαr: 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).

32. 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.

33. Διεργασίαp:Μέσω αυτής παράγονται όσοι πυρήνες δεν είναι δυνατό να παραχθούν κατά τιςs 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 > 108gr/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

34. 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)

36. Πεδία Έρευνας • Ακριβής προσδιορισμός του ρυθμού σύνθεσης του αρχέγονου73Li • Λεπτομερέστερη μελέτη της αντίδρασης μεταστοιχείωσης του 126 C σε 168Ο. • 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...

37. 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.

38. 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 αντιδρασης89Υ(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