Primordijalna nukleosinteza

\documentclass[a4paper]{article}

\usepackage[english]{babel}
\usepackage[utf8]{inputenc}
\usepackage{amsmath}
\usepackage{graphicx}
\usepackage[colorinlistoftodos]{todonotes}
\usepackage{float}

\title{Primordijalna nukleosinteza}

\author{Marko Mićić}

\date{\ 10. Maj 2014.}

\begin{document}
\maketitle



\section{Uvod}

Primordijalna nukleosinteza (naziva se i Big Bang nukleosinteza) predstavlja sintezu lakih jezgara, $_{}^{2}\textrm{H}$ ,$ _{}^{4}\textrm{He}$ i $_{}^{7}\textrm{Li}$ kao i radioaktivnih izotopa $ _ {}^{3}\textrm{H}$ i $_{}^{7}\textrm{Be}$.Svi ostali elementi tezi od litijuma nastali su dosta kasnije procesom stelarne nukleosinteze.
Primordijalna nukleosinteza je jedan od tri dokaza za model velikog praska, zajedno sa sirenjem svemira i kosmickim pozadinskim zracenjem.Naime, prisustvo ovih elemenata su nam jak dokaz da je svemir jednom davno bio dosta topliji i gusci nego sto je to slucaj danas, dakle dok su postojali uslovi za odigravanje nuklearnih reakcija [1].Vazno je pomena i to da je dugo vremena primordijalna nukleosinteza bila od velike vaznosti za odredjivanje barjonske gustine svemira.Danas se ovaj parametar izvodi iz anizotropnosti kosmickog mikrotalasnog pozadinskog zracenja.Obicno se uvodi broj fotona po barjonu, $\eta$ koja je konstantna tokom sirenja i vazi sledeca relacija $\Omega_{B}*h^{2}=3.65*10^{-7} \eta$ [2] , gde je h Hablova konstanta a $\Omega_{B}$ kolicnik barjonske i kriticne gustine, a kriticna gustina je data kao $\rho_{0,c}=\frac{3h^{2}}{8\Pi G}$ i ovi izrazi rezultiraju barjonskom gustinom svemira koja se tek neznatno razlikuje od one prvobitno izmerene pa je tako broj slobodnih parametara u standardnoj primordijalnoj nukleosintezi nula pa na racunanje zastupljenosti elemenata gotovo da nema faktora koji mogu da izazovu nepravilnosti pa bi se moglo reci da su dalji radovi na ovu temu besmislenu ali i pored odlicnog slaganja teorije i posmatranja za sve emente kod litijuma se javlja neobjasnjeno veliko odstupanje.Pored vec pomenutih elemenata pronadjeni su i tragovi $_{}^{6}\textrm{Li} , _{}^{9}\textrm{Be} , _{}^{11}\textrm{B}$ i CNO  kao produkata primordijalne nukleosinteze.Standardna teorija predvidja zastupljenosti H,D, $_{}^{3}\textrm{He} , _{}^{4}\textrm{He}$ i $_{}^{7}\textrm{Be}$  kao funkciju jednog kosmoloskog parametra a to je barjon foton odnos[3].

\section{Karakteristike}

Postoje dve vazne karakteristike ove teorije a to su da je proces zapoceo pri temperaturi od 116 gigakelvina a zavrsio se pri temperaturi oko 1,16 gigakelvina [4], a druga je da je ovaj proces obuhvatio citav univerzum [5].
Kao sto je vec receno kljucni parametar za racunanje efekata primordijalne nukleosinteze je broj fotona po barjonu.Ovaj parametar nam omogucava da odredimo uslove pri kojima se odigrala primordijalna nukleosinteza.Zastupljenosti elemenata prema masi je 75\% H, 25\% $_{}^{4}\textrm{He}$ , 0,01\% D i tragovi litijuma i berilijuma reda velicine $10^{-10}$.Pronadjeni su i tragovi bora u nekim starim zvezdama pa se postavlja pitanje da li je nesto bora stvoreno ovim procesom iako teorija to ne predvidja [6].



\subsection{Odnos neutrona i protona}

Neutroni mogu da reaguju sa pozitronima i elektronskim neutrinima da formiraju protone i sporedne produkte na sledece nacine:

$ n+e^{+}\Leftrightarrow anti-v_{e}+p$

$n+v_{e}\Leftrightarrow p + e^{-}$

Ove reakcije se desavaju dok temperatura ne dostigne vrednost od T=0.7 MeV [7] i to je "freeze out" temperatura, u tom trenutku odnos neutrona i protona je 1/7 i skoro svi neutroni koji postoje nakon "freeze out-a" zavrsavaju tako sto formiraju $_{}^{4}\textrm{He}$ jer je on izuzetno stabilan.Prema tome masa $_{}^{4}\textrm{He}$ je oko 25\% sto je u skladu sa posmatranjima.

\subsection{Odnos fotona i barjona}

Vaze sledece reakcije:

$ (p+n) + _{}^{2}\textrm{H} \Rightarrow (_{}^{3}\textrm{He},_{}^{3}\textrm{H})$

$(_{}^{3}\textrm{He},_{}^{3}\textrm{H})+(p,n) \Rightarrow _{}^{4}\textrm{He}$ 



\hspace {-0.69 cm} Ocigledno da je krajnji produkt $_{}^{4}\textrm{He}$ i da je prisustvo deuterijuma indirektno povezano sa odnosom fotona i barjona.Dakle sto je taj odnos veci vise deuterijuma ce biti pretvoreno u $_{}^{4}\textrm{He}$ i to deuterijum cini jako korisnim alatom za merenje tog odnosa [8].

\section{Proces}

Zapoceo nekoliko neposredno nakon velikog praska kada se svemir dovoljno ohladio dozvoljavajuci deuterijumu da prezivi udare visokoenergetskih fotona.Na pocetku procesa odnos protona i neutrona je bio 7:1.Slobodni neutroni i protoni su manje stabilni od helijuma pa zato imaju tendenciju da ga formiraju ali formiranje helijuma zahtvea medjukorak,a to je formiranje deuterijuma.Problem u vezi sa deuterijom je taj sto dok je temperatura dovoljno visoka mnogi fotoni imaju energiju koja je veca od energije veze deuterijuma pa tako sav deuterijum biva unisten.Dakle formiranje helijuma je odlozeno do trenutka kada svemir dostigne temperaturu od 0,1 MeV kada dolazi do ekspanzije stvaranja elemenata ali ni to ne traje dugo jer ubrzo nakon toga svemir se ohladio toliko da nijedna nuklearna fuzija nije mogla da se odigra.U tom trenutku elementarne zastupljenosti elemenata su bile skoro fiksirane a jedine promene odnosile su se na radioaktivni raspad nekih produkata primordijalne nukleosinteze[9].Sema ovih procesa prikazana je na slici 1.

\begin{figure} [b]

\centering
\includegraphics[width=0.25\textwidth]{The_main_nuclear_reaction_chains_for_Big_Bang_nucleosynthesis.jpg}
\caption{\label{fig:The_main_nuclear_reaction_chains_for_Big_Bang_nucleosynthesis}Nuklearne reakcije}
\end{figure}

Dakle deuterijum je odigrao kljucnu ulogu u ostvarivanju primordijalne nukleosinteze,ako je previse deuterijuma stvoreno onda usled manjka slobodnih neutrona ne dolazi do daljeg stvaranja tezih elemenata, a ako je malo deuterijuma stvoreno onda nedostaje vazan faktor u daljoj fuziji[10].
Veoma vazan faktor u teoriji je to sto nema stabilnih elemenata sa A=5 i A=8 pa je zbog toga ocekivano smanjenje u intenzitetu ovog procesa kod A=4 i A=7.Takodje moze se i zakljuciti da kolicina deuterijuma prvo raste pa se onda smanjuje zbog toga sto se koristi u stvaranju helijuma.Helijum koji je stabilan na kraju "prvog lanca" (A=5) ce biti prisutan u velikim kolicinama zbog toga sto svi prethodni elementi vode ka formiranju a malo je verovatno da helijum reaguje sa neutronima i protonima i ode na A=6[11].Prisustvo litijuma i berilijuma ce biti izuzetno malo u odnosu na ostale.
 
\begin{figure} [H]

\centering
\includegraphics[width=0.4\textwidth]{figure1.jpeg}
\caption{\label{fig:figure1}Zastupljenost elemenata kao funkcija temperature za $\eta=5,1*10^{-10},Nollet \& Burles (1999)$}
\end{figure}

Najlaksa procena je za helijum,svi preostali neutroni nakon "freeze out-a" ce se utrositi na stvaranje helijuma zbog stabilnosti tako da procena mase helijuma zavisi od odnosa protona i neutrona a vec je pomenuto da je taj odnos 7:1, pa ce da bi se formirao helijum biti potrebno 16 cestica a helijum se satoji od dva protona i neutrona pa se moze zakljuciti da je udeo mase helijuma oko 0,25.
\section{Elementi}

\subsection{$ _{}^{4}\textrm{He}$}
Velika kolicina helijuma omogucava njegovo precizno merenje na raznim lokacijama, ali helijum se proizvodi i u zvezdama pa su za precizno merenje pogodne lokacije sa malo zvezda.Najbolje procene  zastupljenosti primordijalnog helijuma dolaze  iz posmatranja jonizovanog gasa koji okruzuje vruce mlade zvezde a dolaze iz posmatranja jacine emisionih linija pobudjenih od strane  
fotona koji poticu sa obliznjih zvezda[12].
Teorija predvidja 25\% He po masi (princip racunanja vec objasnjen).Helijum je veoma stabilan jer niti se raspada niti se kombinuje u cilju stvaranja tezih jezgara.Na svakih 16 nukleona (7 protona i 2 neutrona) 4 ce formirati helijum sto znaci da na 1 helijum ide 12 vodonika sto rezultira udelom mase helijuma od 25\% a 8\% prema broju atoma.
\subsection{$ _{}^{3}\textrm{He}$}

Primordijalna zastuplenost $ _{}^{3}\textrm{He}$ nije izmerena.Rood, Steigman \& Tinsley [13] su pretpostavili da bi zvezde male mase trebale da proizvode dosta $ _{}^{3}\textrm{He}$ a kasnije je merenjima i potvrdjeno povecano povecano prisustvo $ _{}^{3}\textrm{He}$ u planetarnim maglinama.Presolarna i trenutna zastuplenost $ _{}^{3}\textrm{He}$ je slicna[14] sto je u kontradikciji sa ocekivanjima iz nepoznatih razloga[15] [16].Predlozeno je[17] da nejasnoce u vezi sa kolicinom unistenog D mogu zaobici koristeci sumu D+$ _{}^{3}\textrm{He}$ zato sto unisteni D postaje $ _{}^{3}\textrm{He}$.Stoga , primordijalna suma D+$ _{}^{3}\textrm{He}$ bi trebala biti manja od danasnje jer je dodatna kolicina $ _{}^{3}\textrm{He}$ proizvedena u zvezdama.Problem sa ovim scenriom je taj sto bi kolicina $ _{}^{3}\textrm{He}$ trebala da se povecava vremenom sto nije slucaj sto implicira da neke zvezde unistavaju $ _{}^{3}\textrm{He}$[18].Balser [19] je 1999. godine objavio rad o cetrnaestogodisnjem merenju $ _{}^{3}\textrm{He}$ u galaktickim H II regionima.Koristeci model strukture gustine gasa nasao je da je odnos $ _{}^{3}\textrm{He}$/H=1.6 x $10^{-5}$.
\subsection{D}

Deuterijum je u neku ruku suprotnost helijumu,jer je helijum stabilan,a deuterijum se lako unistava.Nukleosinteza nije pretvorila kompletan deuterijum u helijum.Kolicina deuterijuma je osetljiva na pocetne uslove.Nisu poznati procesi nakon primordijalne nukleosinteze koji su mogli da proizvedu znacajne kolicine deuterijuma[20].Veoma je tesko "pronaci" proces koji moze da stvara deuterijum pored nuklearne fuzije jer bi takav proces zahtevao temperaturu dovoljnu da stvori deuterijum ali ne dovoljno visoku da nastane helijum i nakon nekoliko minuta b morao da se ohladi do temperatura na kojima se ne desavaju nuklearne reakcije.Takodje i mogucnost proizvodnje deuterijuma fisijom nije realna.

\subsection{Li}

Litijum je posmatran u solarnom sistmeu, atmosferama raznih zvezda, kao i u medjuzvezdanoj materiji[21].Tokom nukleosinteze litijum formiran u obliku $_{}^{7}\textrm{Li}$ i $_{}^{6}\textrm{Li}$ [22],proizvedene su male kolicine.Starije zvezde imaju manje  litijuma nego sto bi trebale, a neke mladje imaju vise.Manjak litijuma kod starih zvezda se objasnjava tako sto se u unutrasnjosti on unistava[23].U mladjim zvezdama se litijum proizvodi ali se pri sudaru sa protonom na temperaturama vecim od 2,4 miliona stepeni razlaze na dva helijuma[24].
Veliki izazov teorije primordijalne nukleosinteze predstavlja neslaganje u predvidjanju kolicine $_{}^{7}\textrm{Li}$.Teorija predvidja tri puta vecu kolicinu $_{}^{7}\textrm{Li}$ od one koja je posmatrama u atmosferama starih zvezda.U cilju spasavanja teorije neki teoreticari su predlozili da postoji mehanizam koji transportuje litijum u unutrasnjost gde nam nije dostupan posmatranju.$_{}^{6}\textrm{Li}$ takodje predstavlja problem posto teorija predvidja da je $_{}^{6}\textrm{Li}$  proizveden u zanemarljivim kolicinama ali on je prisutan u kolicinama koje je moguce detektovati.Jednostavan odgovor je da nije bilo velikog praska.Onda se prisustvo litijuma moze u potpunosti objasniti stelarnom nukleosintezom ili kroz partenogeneticku transmutaciju elemenata koja je su slaganju sa subkvantnom kinetickom kosmologijom[25]. 

\subsection{Be}

Standardna teorija primordijalne nukleosinteze predvidja zastupljenost berilijuma od $_{}^{9}\textrm{Be}$/$H<10^{-17}$ sto je nekoliko redova velicina manje od kolicine koju je moguce posmatrati[26] .Berilijum se stara u medjuzvezdanoj sredini kada kosmicki zraci na C,N i O jezgra a unistava se u zvezdama.

\section{Istorija teorije}

Cetrdesetih godina fizicar Gamow i njegov student Alpher su se bavili termodinamikom ranog univerzuma.Oni su shvatili da se nukleosinteza mogla odigrati u tom periodu ali oni su isli produkciji svih elemenata ne samo lakih.Njihov rad je originalno trebao da se zove Alpher i Gamow,ali je Gamow dopisao i Betheovo ime (Bethe je bio iznenadjen kada je cuo da je pomenut kao autor) pa su autori rada onda bili Alpher,Bethe,Gamow sto podseca na pocetna slova grckog alfabeta.Medjutim pedesetih i sezdesetih godina dominantna teorije koja se ticala proizvodnje hemijskih elemenata bila je rad naucnika G.Burbidge,M.Burbridge,Fowler i Hoyle.BBFH ,kako je kasnije bila poznata ova teorija, predvidjala je da su svi elementi stvoreni ili u unutrasnjosti zvezda ili u eksplozijama supernovih.Teorija je imala relativan uspeh ali i niz nedostataka.Teorija je predvidjala da je zastupljenost helijuma mala ako su zvezdane nuklearne reakcije njihov jedini izvor ali posmatranja su pokazivala da je 25\% helijuma, mnogo vise nego sto je teorija predvidjala.Drugi problem je sa deuterijumom jer se on ne moze stvoriti u unutrasnjostima zvezda,sasvim suprotno, on se tamo unistava.
Zahvaljujuci pionirskom radu Gamowa i njegovih saradnika danas postoji zadovoljavajuca teorija formiranja elemenata.Sedamdesetih teorija je bila na velikom iskusenju jer gustina barjona predvidjena teorijom je bila znatno manja od posmatrane mase sto je kasnije objasnjeno prisustvom tamne materije.

\section{Formiranje tezih elemenata}

Primordijalna nukleosinteza nije proizvela elemente teze od berilijuma.U zvezdama je to prevazidjeno trostrukom kolizijom ,$ _{}^{4}\textrm{He}$ koji proizvode C (tri-alfa proces) ali ovaj proces je previse spor i traje hiljadama godina da helijum stvori znacajne kolicine ugljenika tako da nije imao nikakvog udela tokom velikog praska.
Stelarna nukleosinteza [27] je proces koji objasnjava formiranje elemenata u zvezdama.Zvezde evoluiraju sa promenama zastupljenosti elemenata u njihim unutrasnjostima.Zvezde gube veliki deo svoje mase u eksplozijama kada izbacuju u medjuzvezdani prostor velike kolicine elemenata tezih od helijuma.Termin supernova nukleosinteza se koristi da se opise kreacija elemenata tokom eksplozija.
1920. Edington je prvi predlozio da zvezde da dobijaju energiju od nuklearne fuzije vodonika u helijum.1928. Gamow je izveo Gamow faktor,kvantno-mehanicku formulu koja daje verovatnocu dovodjenja dva jezgra dovoljno blizu da nuklearne sile nadjacaju Kulonovu barijeru.1939. Bete [28]je analizirao razlicita nacine za fuziju vodonika u helijum.Odabrao je dva procesa za koje je verovao da su izvori energije u zvezdama , to su proton-proton lanac (figure 3) koji je dominantan izvor energije za zvezde slicne Suncu a drugi je CNO ciklus (figure 4) za masivne zvezde
\begin{figure} [H]

\centering
\includegraphics[width=0.3\textwidth]{slika3.png}
\caption{\label{fig:slika3}p-p lanac}
\end{figure}
\begin{figure} [H]

\centering
\includegraphics[width=0.3\textwidth]{slika4.png}
\caption{\label{fig:slika4}CNO ciklus}
\end{figure}

Tek je Hoyle [29] 1946. predlozio da ce u vrelim jezgrima doci do stvaranja gvozdja.1954. je objavio rad [30]koji objasnjavao napredne fuzije i taj rad je dominantan u polju stelarne nukleosinteze.

\subsection{p-p lanac}

Jedan od nekoliko nacina kojim zvezde vrse fuziju vodonika u helijum,karakteristican za zvezde mase slicne Suncu ili manje.P-P fuzija moze da se odigra ukoliko je temperatura dovoljna da protoni savladaju medjusobno elektrostaticko odbijanje[30].Sunce i dalje sija jer su ove reakcije sporog karaktera. [31]
\subsection{CNO ciklus}

Takodje nacin za fuziju vodonika u helijum, karakteristican za zvezde koje su vece od sunca[32].P-p lanac startuje na $4*10^{6}$ a CNO ciklus na 15MK.Na 17MK postaje dominantan izvor energije[33].Temperatura u Suncevom jezgru je 15,7MK pa stoga CNO ciklus ima jako mali udeo u fuziji helijuma[32].Cetiri protona se fuzionisu koristeci izotope ugljenika,azota i kiseonika kao katalizatore, formiraju alfa cesticu dva pozitrona i dva elektronska neutrina.Pozitroni se anihiliraju sa elektronima a energija se oslobadja u vidu gama zraka, neutrino bezi iz zvezde a proces se ponavlja.
\subsection{Tri-alfa proces}

Niz reakcija kojima se tri helijuma fuzionisu u ugljenik[34].Kada zvezda potrosi helijum jezgro pocinje da kolapsira dok temperatura ne dostigne $10^{8}K$.U ovom trenutku He se brze fuzionise nego sto se njihov produkt Be raspada na dva He.Dolazi do stvaranja znacajne kolicine Be, a zatim Be reaguje sa He i formira C[35].Dosta vremena je potrebno da bi se proizvela znacajna kolcina C.Moze da se dogodi da C izvrsi fuziju sa He i da se dobije O.Dolazi do stvaranja velikih kolicina C i O ali mali deo ucestvuje u stvaranju Ne i tezih elemenata.Proces fuzije ne ide dalje od Ni, tezi elementi nastaju zahvatom neutrona[36].Postoje spori zahvati neutron,s-proces i brzi zahvati neutrona,r-proces.

\subsection{S-proces} 
Proces kojim se stvaraju jezgra teza od Fe.Zahvaceni neutron  beta-minus raspadom stvori proton[37].
\subsection{R-proces}

Desava se u supernovama i odgovoran je za stvaranje polovine atomskih jezgara tezih od Fe[38].

\subsection{Rp-proces}

Rapid proton capture process.Predstavlja uzastopne zahvate protona u cilju stvaranja tezih jezgara.Pretpostavlja se da je najtezi element koji moze da se stvori ovim procesom telurijum ciji je atomski broj 105[39]. 

\begin{figure} [H]

\centering
\includegraphics[width=0.4\textwidth]{slika.png}
\caption{\label{fig:slika}Poreklo elemenata}
\end{figure}
 
 

\section{Zakljucak}

Teorija primordijalne nukleosinteze predstavlja veliki uspeh jer je teorija prihvacena i postoje podudaranja teorije i posmatranja sto nam daje informaciju o pouzdanosti posmatranja.Rani pokusaji ukljucivanja fizike u matematicki model sirenja svemira su vodili do razumevanja proces kreacije elemenata.Jednsotavnost teorije se ogleda u tome sto kolicine helijuma,litijuma i deuterijuma zavise od jednog slobodnog parametra $\eta$, njihove kolicine su merene u gasu koji nije pod uticajem zvezdanih procesa i i brojevi su skoro podudarni sa primordijalnim kolicinama.
\newpage
\section{Reference}

[1] Turner,M.S.(1999.),``The Proc. of Particle Phys. and the Universe''
\\* {[2]} Kirkman,D.; Tytler,D.; Suzuki,N.; O'Meara,J.; Lubin,D.(2003.)''
	The Cosmological Baryon Density from the Deuterium-to-Hydrogen Ratio'' \\*{[3]} Kolb,E.W.,Turner,M.S.(1990.),``The Early Universe'' \\* {[4]} Doglov,A.D.(2002.), "Big Bang  :Nucleosynthesis."  \\*{[5]} Grupen,C.(2005.), "Big Bang Nucleosynthesis." \\*{[6}]"Hubble Observations Bring Some Surprises". The New York Times. 14.1.1992. \\*{[7]}Steigman,G.(2007.), "Primordial Nucleosynthesis in the Precision Cosmology Era"  \\*{[8]} Massa,C.(2003.),''Photon-to-baryon ratio in the universe and time - dependent cosmological term'' \\*{[9]} Bertulani,C. (2013.), ''Nuclei in the Cosos'' \\*{[10]}Weiss,A.(2007.),"Equilibrium and change: The physics behind Big Bang Nucleosynthesis" \\*{[11]} Topper,B. (2008.),''The emergence of  elements in the universe'' \\*{[12]}Jakobsen,P.,Boksenberg,A., Deharveng,J.M.,Greenfield,P., Jedrzejewski,R., Paresce,F.(1994.),
''Detection of intergalactic ionized helium absorption in a high-redshift quasar'' \\*{[13]}Rood,R.T.;Steigman,G.;Tinsley,B.M (1976.),''Stellar production as a source of He-3 in the interstellar medium'' \\*{[14]}Gloeckler,G., Geiss,J.(1976.),''Abundance of He-3 in the local interstellar cloud'' \\*{[15]}Galli,D.,Palla,F.,Ferrini,F. ,Penco,U.(1995.),''Galactic evolution of D and He-3'' \\*{[16]}Olive,K.A. et al.(1995.),''What is the problem with He-3'' \\*{[17]}Yang,J.,Turner,M.S., Steigman,G.,Schramm,D.N.,Olive,K.A.(1984.),''Primordial nucleosynthesis : a critical comparison of theory and observation'' \\*{[18]}Rood,T.R., Bania,T.,Wilson,J.(1992.),''Detection of helium-3 in a planetary nebula'' \\*{[19]}Balser,D.S.,Bania,T.M., Rood,R.T., Wilson,T.L(1992.),''He-3 in the Milky Way Interstellar Medium: Abundance Determinations'' \\*{[20]}Cooke,R.; Pettini,M.; Jorgenson,R.; Murphy,M.; Steidel,C.(2014.),''Precision Measures of the Primordial Abundance of Deuterium'' \\*{[21]}Arnould,M.,Forestini,F.(1989.), ``Nuclear Astrophysics, Reports in Progress in Physics,'' \\*{[22]}Boesgaard,A.M.,Steigman,G. (1985.),"Big bang nucleosynthesis – Theories and observations". \\*{[23]}Cain,F. (2006.), "Why Old Stars Seem to Lack Lithium" \\*{[24]}Emsley,J. (2001.),''Nature's Building Blocks.'' \\*{[25]}Israelian,G. (2012.),''Cosmology: The lithium problem'' \\*{[26]}Thomas,D., Schramm,D., Olive,K., Fields,B.,(1993.),''Primordial nucleosynthesis and the abundances of beryllium and boron'' \\*{[27]}Clayton,D.(1968.) ''Principles of stellar Evolution and Nucleosynthesis'' \\*{[28]}Hoyle,F. (1946.), "The synthesis of the elements from hydrogen" \\*{[29]} Hoyle,F.(1954.), ''Synthesis of the elements between carbon and nickel'' \\*{[30]} Ishfaq,A.(1971.), ''The Proton type-nuclear fission reaction'' \\*{[31]}Krane,K.(1987.), ''Introductory Nuclear Physics'' \\*{[32]}Salaris,M.,Cassisi,S. (2005.), ''Evolution of stars and stellar populations'' \\*{[33]}Schuler,S.C.,King,J.R.,The, L.-S. (2009.), "Stellar Nucleosynthesis in the Hyades Open Cluster" \\*{[34]}Ostlie,D.A.,Carroll,B.W. (2007.)''An Introduction to Modern Stellar Astrophysics'' \\*{[35]}Audia,G.,Bersillonb,O.,Blachotb,J.,Wapstrac,A.H.(2001.),''Evaluation of nuclear and decay properties'' \\*{[36]}Carroll, B.,Ostlie,D.(2003.),''An Introduction to Modern Astrophysics.'' \\*{[37]}Clayton,D.D.,Rassbach,M.E.(1967), ''Termination of the s-process'' \\*{[38]}Seeger,P.A.,Fowler,W.A., Clayton,D.D. (1965.), ''Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture'' \\*{[39]}Schatz, H.,Aprahamian,Barnard,L.,Bildsten,A.,Cumming,M.,Ouellette,T.,Rauscher,F.-K., Thielemann,M. (2001). "End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars"
\end{document}