Redigerer Kjernereaksjon (avsnitt)

==Nukleosyntese==
Nukleosyntese skjer når tyngre kjerner produseres av lettere atomkjerner. Isotopvarianter produseres også ved nøytron og proton innfanging.

* [[Kjernefysisk fusjon]] – flere kjerner slås sammen, ofte med utsendelse av subatomære partikler som bevarer moment. De reaksjonene som er beskrevet under foregår for stjerner i sekvens, For de minste stjernene løper bare p-p som i enkleste tilfelle dør sakte ut. Større stjerner får et mønster der brenselet fra en reaksjon er utbrukt reaksjonsproduktet er anriket i kjernen og starter fusjon når kjernen trekker seg sammen og øker i [[temperatur]]. Samtidig kan forrige reaksjonsnivå gjenstarte i et skall utenfor kjernen. På denne måten kan man ha en rekke typer forbrenning i skall utenpå hverandre. Avhengig av vektforhold vil stjerne etterhvert eksplodere som en [[supernova]] og kaste det meste av massen utenfor den gjenværende kjernen utover. De høyere nivåene går så raskt at den fysiske disintegrasjonen ikke skjer før reaksjonene har løpt ferdig. 
**Proton-proton reaksjon. Vanlig i solen og lignende stjerner. Dette er en såkalt [[svak vekselvirkning]] som krever at et proton omdannes til et nøytron. Reaksjonen i stjernene går som en sekvens:
::2 • p(p,e<sup>+</sup>+v)D : Svært lavt tverrsnitt, selv under forhold i solens kjerne er raten per proton 1 pr 8 mrd år.
::2 • D(p,y)<sup>3</sup>He
::<sup>3</sup>He(<sup>3</sup>He,2p)<sup>4</sup>He
**CNO sykel. Karbon-Nitrogen-Oksygen katalysert P-P fusjon, vanlig i tyngre stjerner. Her går en <sup>12</sup>C og <sup>14</sup>N katalysert svak interaksjon. Karbon, Nitrogen og Oksygen forbrukes ikke. Forbruket av hydrogen brensel og produksjon av helium er netto det samme som for p-p, men mer av energien avgis i form av gammastråling. Denne sekvensen foregår ved høyere densitet og temperatur og er raskere enn p-p reaksjonen.
::<sup>12</sup>C(p,y)<sup>13</sup>N &nbsp; &nbsp; &nbsp;''C katalysert svak interaksjon) trinn 1''
::<sup>13</sup>N(,e<sup>+</sup>+v)<sup>13</sup>C &nbsp; &nbsp; &nbsp;''trinn 2''
::<sup>13</sup>C(p,y)<sup>14</sup>N
::<sup>14</sup>N(p,y)<sup>15</sup>O &nbsp; &nbsp; &nbsp;''N katalysert svak interaksjon trinn 1''
::<sup>15</sup>O(,e<sup>+</sup>+v)<sup>15</sup>N &nbsp; &nbsp; &nbsp;''trinn 2''
::<sup>15</sup>N(p,<sup>4</sup>He)<sup>12</sup>C
**Trippel-alfa prosess, når p-p eller CNO har forbrukt det meste av hydrogenet vil kjernen trakke seg sammen. Da øker temperaturen til et nivå der helium kan fusjonere i en to trinns reaksjon som produserer [[beryllium]] og [[karbon]] (kull) Denne reaksjonen går bare fordi det eksisterer spesielle sammenfallende energinivåer mellom to <sup>4</sup>He og <sup>8</sup>Be og <sup>12</sup>C: For relativt små stjerner kan dette foregå meget raskt og kaste av massen utenfor kjernen. For tyngre stjerner vil forbrenningen foregå syklisk i et lag utenfor kjernen og gi en variabel stjerne: 
::<sup>4</sup>He(<sup>4</sup>He,)<sup>8</sup>Be
::<sup>4</sup>He(<sup>8</sup>Be,y)<sup>12</sup>C
::Man kan også få et etterfølgende trinn som produserer oksygen:
::<sup>4</sup>He(<sup>12</sup>C,y)<sup>16</sup>O
**Karbon forbrenning: For stjerner som er mer enn fire ganger solens tyngde vil temperatur og trykk i senfasen øke og føre til at karbonbreaksjonene starter. Sternen blir nå en rød superkjempe. Denne fasen kan fortsette i rundt 1000 år. Samtidig fortsetter helium og hydrogen forbrenning i et skall utenfor kjernen. . Når karbonet er oppbrukt vil stjerner under ca. 8 solmasser destabilisere og kaste ut materialet utenfor kjernen, mens tyngre stjerner går til neste trinn.
::<sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,p)<sup>23</sup>Na
::<sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,<sup>4</sup>He)<sup>20</sup>Ne
::<sup>12</sup>C(<sup>12</sup>C,y)<sup>24</sup>Mg
**Neon forbrenning skjer i stjerner over 8 solmasser når karbonet i kjernen er oppbrukt. Samtidig med forbrenningen skjer også en viss ''fotodisintegrasjon'' på grunn av intens gammastråling Neonforbrenning tar typisk 3 år:
::<sup>20</sup>Ne(y,<sup>4</sup>He)<sup>16</sup>O
:Heliumet inngår i en reaksjon som produserer magnesium:
::<sup>20</sup>Ne(<sup>4</sup>He,Y)<sup>24</sup>Mg 
:Eventuelt en totrinns reaksjon:
::1. <sup>20</sup>Ne(n+y,)<sup>21</sup>Ne
::2. <sup>21</sup>Ne(<sup>4</sup>He,n)<sup>24</sup>Mg
**Oksygen forbrenning. Starter etter Neon og brenner ut i løpet av 6-12 måneder:
::<sup>16</sup>O(<sup>16</sup>O,&gamma;)<sup>32</sup>S     
::<sup>16</sup>O(<sup>16</sup>O,n)<sup>31</sup>S
::<sup>16</sup>O(<sup>16</sup>O,p)<sup>31</sup>P
::<sup>16</sup>O(<sup>16</sup>O,<sup>4</sup>He)<sup>38</sup>Si
::<sup>16</sup>O(<sup>16</sup>O,2<sup>4</sup>He)<sup>24</sup>Mg
 
**Silisium forbrenning starter når okygenforbrenningen går ut, og produserer suksessivt tyngre stoffer ved stegvis tillegg av Helium-4: Dette går meget raskt, typisk bare noen få minutter. Når denne forbrenningen er ferdig kollapser kjernen ytterligere. Fordi Fe, og Cr har høyest [[bindingsenergi]] er det nå ikke flere reaksjoner som kan produsere energi og kjernen fortsetter en katastrofal kollaps, enten til en nøytronstjerne eller et sort hull og lagene utenfor kjernen kastes ut i en type II supernova.
::<sup>28</sup>Si(<sup>4</sup>He,&gamma;)<sup>32</sup>S     
::<sup>32</sup>Si(<sup>4</sup>He,&gamma;)<sup>36</sup>Ar     
::<sup>36</sup>Ar(<sup>4</sup>He,&gamma;)<sup>40</sup>Ca     
::<sup>40</sup>Ca(<sup>4</sup>He,&gamma;)<sup>44</sup>Ti     
::<sup>44</sup>Ti(<sup>4</sup>He,&gamma;)<sup>48</sup>Cr     
::<sup>48</sup>Cr(<sup>4</sup>He,&gamma;)<sup>52</sup>Fe     
::<sup>52</sup>Fe(<sup>4</sup>He,&gamma;)<sup>56</sup>Ni     

*Nøytroninnfangning 
**R-prosess, Rask Nøytroninnfangning, kjent fra modellen for kjernekollaps ved type II [[supernova]] ved denne produserer store mengder energirike nøytroner. Med rask menes at gjennomsnittlig tid for nøytroninnfangning er kortere enn halveringstiden for de produserte isotopene. Og kan produsere susessivt tyngre isotoper.
**S-prosess. Sen Nøytroninnfangning er kjent fra vanlige stjerner i en sen fase og produserer tyngre isotoper.

*Protoninnfangning foregår i supernovaer (utenom lanoratoriet) og er en viktig årsak til proton-rike isotoper (forholdet mellom protoner og nøytroner) med atromvekt over 100. 
**P-prosess; Proton innfangning 
**Rp-prosess; Rask Protoninnfangning 

* [[Spallasjon]] (avskalling) skjer når partikler (protoner) med høy energi og moment som slår av deler av kjernen eller splitter den i flere deler.

{{Autoritetsdata}}

[[Kategori:Atomfysikk]]
[[Kategori:Kjernefysikk]]