**Tähdet** 

 

Nimeäminen · Luokittelu  
Kehitys · HR-kaavio · Nukleosynteesi  

Tähtijärjestelmä · Eksoplaneetta  

Luettelot tähdistä

Synty ja kehitys 

Synty · Prototähti · Esipääsarja · Pääsarja  
Horisontaalihaara · Asymptoottihaara  
Esiplanetaarinen sumu · Planetaarinen sumu  
Wolfin–Rayetin tähti · Valesupernova  
Supernova · Hypernova

Luminositeettiluokitus 

Alikääpiö · Kääpiö (Punainen · Keltainen · Sininen)  
Alijättiläinen · Jättiläinen (Punainen · Sininen)  
Kirkas jättiläinen · Ylijättiläinen (Punainen · Sininen)  
Hyperjättiläinen

Spektriluokitus 

O · B · A · F · G · K · M  
Bariumtähti · Hiilitähti · Teknetiumtähti

Jäänteet 

Valkoinen kääpiö · Musta kääpiö · Heliumplaneetta  
Neutronitähti (Pulsari · Magnetar) · Musta aukko

Nukleosynteesi 

Alfareaktio · Kolmialfareaktio · Heliumleimahdus  
Hiilisykli · Hiilen fuusio · Neutronisieppaus · Nova

Yleiset ominaisuudet 

Ikä · Magnitudi · Metallisuus · Luminositeetti

Aiheeseen liittyvää 

Ruskea kääpiö · Ruskea alikääpiö · Planeetta  
Tähtijoukko (Avoin · Pallomainen) · Tähdistö  
Auringon ominaisuudet

 n • k • m 

**Tähden ydinsynteesi** eli **tähden nukleosynteesi** on yleisnimitys tähdissä tapahtuville ydinprosesseille, joissa kevyistä alkuaineista syntyy raskaampia alkuaineita. Auringossa vedyn fuusio heliumiksi on tärkein tällainen reaktio ja se vastaa myös suurinta osaa Auringon energiantuotannosta. Tämä reaktio tarvitsee vähintään kolmen miljoonan kelvinin lämpötilan. Muut tähtien elinaikana tapahtuvat ydinreaktiot tuottavat alkuaineita aina rautaan asti. Tähden räjähtäessä neutronisieppaus tuottaa alkuaineita aina tinaan asti, ja raskaampia muut sieppaukset.

Historiaa
---------

Vuonna 1920 Arthur Eddington esitti Francis Astonin tutkimusten pohjalta, että tähdet tuottavat energiansa ydinfuusiolla. Kahdeksan vuotta myöhemmin George Gamow laski Gamowin tekijän, kvanttimekaanisen kaavan, jonka mukaan kahden atomin joutuessa tarpeeksi lähekkäin vahva ydinvoima voittaisi Coulombin vallin. Myöhemmin Gamowin tekijää käyttivät Robert Atkinson, Fritz Houtermans, Edward Teller ja Gamow itse laskiessaan tähtien ydinreaktioiden reaktionopeutta.

"Energy production in stars"-julkaisussa vuonna 1939 Hans Bethe tutki mahdollisia vedyn fuusioreaktioita. Hän uskoi protoni-protoni-ketjun olevan Auringon massaisten ja pienempien tähtien tärkein energiaa tuottava reaktio, ja hiilisyklin olevan suurempien tähtien tärkein reaktio. Nämä reaktiot kattavat pääosan tähden energiantuotannosta ja sitä kautta niiden kuumuudesta, mutta eivät selitä raskaampien alkuaineiden syntyä. Vuonna 1946 Fred Hoyle esitti, että erittäin kuumien ydinten joukko voisi yhtyä raudaksi. Kahdeksan vuotta myöhemmin hän julkaisi teorian tähtien nukleosynteesistä, jossa syntyy alkuaineita hiilestä rautaan asti.

Hoylen teoriaa kehiteltiin ja se johti vuonna 1957 kehuttuun "Synthesis of elements in stars"-julkaisuun (Geoffrey Burbidge, Margaret Burbidge, William Fowler, Fred Hoyle, kyseistä julkaisua kutsutaan myös nimien perusteella B2FH). Alastair Cameron ja Donald Clayton kehittivät teoriaa edelleen ja Cameron kehitti myös oman teoriansa. Clayton laski ensimmäisenä s-prosessin ja r-prosessin, piin palamisen rautaryhmän alkuaineiksi ja määritti alkuaineiden ikiä. 1970-luvulla nukleosynteesin tutkimus laajeni.

Tärkeimmät reaktiot
-------------------

* Vedyn palaminen:
	+ Protoni-protoni-ketju
	+ Hiilisykli
* Heliumin palaminen:
	+ Kolmialfareaktio
	+ Alfareaktio
* Raskaampien alkuaineiden palaminen:
	+ Hiilen fuusio
	+ Neonin palaminen
	+ Hapen palaminen
	+ Piin palaminen
* Rautaa raskaampien alkuaineiden palaminen:
	+ Neutronisieppaus
		- Hidas neutronisieppaus
		- Nopea neutronisieppaus
	+ Protonisieppaus
		- Nopea protonisieppaus
	+ Fotodisintegraatio
		- P-prosessi

Aiheesta muualla
----------------

* How the Sun Shines (englanniksi)
* Nucleosynthesis (Arkistoitu – Internet Archive) (englanniksi)