Izarren nukleosintesi

Izarren nukleosintesia izarrek beraien eboluzio-prozesuan izaten dituzten erreakzio nuklearren multzoa da, grabitazio-kolapsoaren aurrekoak. Elementuen beste sintesi prozesuei buruz gehiago jakin nahi izanez gero, ikus ezazu nukleogenesi orrialdea.

Prozesu hauek XX. mendearen hasieran hasi ziren ulertzen, Eguzkiak hain denbora luzez argia eta beroa igortzeko erreakzio nuklearrak behar zituela argi geratu zenean. Izarrek ekoizten duten energiaren %90a fusio-erreakzioei esker da, hain zuzen, hidrogenoa helio bihurtzeko gauzatzen dituzten erreakzio horiei esker. Ekoizpenaren %6a helioa karbonoan fusionatzean datza eta gainerako konbustio faseek oso ekarpen baxua egiten diote izarrak bere bizitzan zehar gauzatzen duen energia ekoizpenari.

Historia 

1920an, Arthur Eddington, F.W. Aston zientzialariak egin zituen atomoen inguruko neurketa zehatzak oinarritzat hartuta, izarrek energia hidrogeno eta helioaren arteko fusio nuklearrari esker lortzen zutela esaten lehena izan zen. 1928an, George Gamowek Gamow faktorea ondorioztatu zuen, faktore honek hurrena adierazten du: formula mekaniko-kuantiko bat da, tenperatura jakin bat aurkitzeko probabilitatea adierazten diguna, zehazki, tenperatura jakin hau elkarrekiko nahikoa hurbil dauden bi nukleorena da, hurbilketa honekin coulomben langa gainditzeko ahalmena edukiko luketenena. Gamow faktorea aipatutako hamarkadan zenbait zientzialarik erabili zuten, hala nola, Atkinson astronomialari ingelesak, Houtermans fisikari austriarrak eta beranduago, Gamow berak zein Tellerrek erabili zuten, izarren barnealde arras beroetan gertatzen ziren erreakzio nuklearren erritmoa kalkulatzeko.

1939an, Hans Bethe estatubatuarrak "Energy Production in Stars" izeneko artikuluaren bidez, izarren barnealdean hidrogenotik heliorako fusio nuklearra gertatzeko aukera ezberdinak aztertu zituen. Horietatik bi prozesu hautatu zituen, izarren energia-iturri nagusiak zirelakoan. Hautatutako lehen prozesua protoi-protoi kateak gisa ezagutzen dena izan zen, Eguzkiaren masa baino askoz handiagoa ez duten izar txikietan garrantzi handiko prozesua da hau. Bigarren prozesua aldiz, karbono-nitrogeno-oxigeno zikloa izan zen, azken hau Carl Friedrich von Weizsäcker zientzialari alemanak aurkitu zuen era independentean 1938. urtean. Ziklo honek berebiziko garrantzia du izar masiboagoetan eta helio-4 nukleo bat osatzeko lau protoiren arteko fusioaren baliokidea da.

Betheren teoriari zenbait xehetasun garrantzitsu gehitu zitzaizkion hurrengo urteetan. Horren adibide dugu, 1957an Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, Fowler eta Hoyle zientzialariek argitaratu zuten artikulu garrantzitsua, ondoren aurrerapen handia eragingo zuena. Lan honek aurreko ikerketak bildu eta orraztu zituen, hondo sendo eta lotuago batean, hala, elementuen ugaritasun ezberdinak azalduz.

Erreakzio garrantzitsuak 
Izarren nukleosintesiaren erreakziorik garrantzitsuenak hurrengoak dira:

 Hidrogenoaren errekuntza:
 Protoi-protoi katea
 KNO zikloa
 Helioaren errekuntza:
 Alfa hirukoitza prozesua
 Metalen errekuntza:
 Karbonoaren konbustio-prozesua
 Oxigenoaren konbustio-prozesua
 Neonaren konbustio-prozesua
 Silizioaren konbustio-prozesua
 Burdina baino pisutsuagoak diren elementuen ekoizpena:
 Neutroien atzematea:
 S prozesua

Erreferentziak

Ikus, gainera 

 Nukleogenesia
 Izarra
 Izarren sailkapena
 Erreakzio nuklear

Kanpo estekak 
Nukleosintesiari buruzko informazio gehiago. (Ingelesez)

Izarren astrofisika
Astronomiako kontzeptuak