10. Termonukleární reakce probíhající ve vesmíru
* exoergické reakce mezi lehkými jádry probíhající za
vysokých teplot ( 107
K)
* vznikají jádra těžší s vyšší střední vazebnou energií
* hmota se nachází ve stavu plazmatu (volná atomová jádra a
volné elektrony)
* kinetická energie částic je natolik velká, že stačí k překonání
potenciálové bariéry a k reakci jader při vzájemných srážkách
Nukleogeneze ve vesmíru
A) ,,Velký třesk"
* došlo k němu cca před 10 ­ 15 miliardami let
* hmota a energie vesmíru byla soustředěna v jednom místě
o obrovské hustotě
* hmota sestávala z protonů, neutronů, elektronů, pozitronů
různých typů neutrin a fotonů
* mezi těmito částicemi převládaly slabé interakce
ad 1) n +   p + ead
2) n + e+
 p + antineutrino
ad 3) n  p + e+
antineutrino
* jádra se ihned rozpadala účinkem vysoce energetických
fotonů
* poměr mezi počty fotonů a baryonů ...109
, tento stav trval
zlomek sekundy
* nastala exploze a s následnou expanzí hmoty do vesmíru
* hmota se začala ochlazovat, rychlost slabých interakcí se
zmenšovala, až byla menší než rychlost rozpínání vesmíru
* neutrina přestala být v rovnováze s ostatními částicemi od
okamžiku, kdy teplota klesla na cca 1010
K se neutrina volně
šířila prostorem a neúčastnila se interakcí (tj. omezily se
slabé interakce, zvláště pak ad 3)
* dochází k anihilaci elektronů a pozitronů
* zůstalo jen tolik elektronů, kolik jich bylo potřeba
k neutralizaci náboje protonů
*  proces ad 3) se stal nevratným a poměr mezi počtem
neutronů a protonů se ustálil
B) Primordiální nukleosyntéza
nastává několik minut po velkém třesku (T ~ 109
K)
začíná se tvořit deuterium
následují další jaderné reakce
2
H(p,)3
He 3
H(d,n)4
He
2
H(n,)3
H 3
He(d,p)4
He
2
H(d,p)3
H 3
He(3
He,2p)4
He
2
H(d,n3
He
n + p  2
H + 
n : p = 1 : 7
vznik těžších jader nebyl možný, neboť i nadále klesá
teplota (T ~ 108
K) a klesá hustota hmoty
další expanze vesmíru vede ke vzniku vesmírného plynu
(T ~ 10 K, hustota cca 10-13
g/cm-3
)
tento vesmírný plyn (převážně 4
He a protony, málo
deuteria a tritia) zaplňuje vesmír
v místech, kde se fluktuací zvětšuje hustota hmoty se po
cca 107
­ 109
let začíná hmota gravitací koncentrovat 
zárodky galaxií a hvězd
při gravitačním smršťování se začíná hmota zahřívat (T ~
107
K, hustota cca 100 g/cm3
) ­ další stadium
nukleogeneze
C) Vznik hvězd první generace
spalování vodíku na helium probíhá v cyklech, uvolňuje se
přitom velké množství energie, které brání dalšímu
gravitačnímu smršťování
proton-protonový cyklus ppI
p(p,e+
)d(p,)3
He(3
He,2p)4
He
26,2 MeV
proton-protonový cyklus ppII
p(p,e+
)d(p,)3
He(4
He,)7
Be(e-
,)7
Li(p,4
He)4
He
spalování helia
při dalším smršťování hvězdy roste teplota a hustota
hmoty
při teplotě 1,5.108
K se začíná spalovat helium
4
He + 4
He  8
Be (velmi nestálé jádro 10-16
s)
8
Be + 4
He  12
C
12
C + 4
He  16
O + 
spalování vodíku v CNO cyklu
je umožněno existencí izotopů uhlíku a kyslíku
probíhá i v současnosti např. na Slunci
orr 39
vznik těžších nuklidů
nukleosyntéza probíhá v nitru hvězd, které jsou 8-30x
větší než Slunce:
spalování uhlíku při teplotách 0,5-1,0.109
K
spalování neonu při teplotách 1,0-1,50.109
K
spalování kyslíku při teplotách >1,50.109
K
cyklus zastoupení (%)
ppI 85
ppII 14
CNO 1,5
12
C + 12
C  23
Na + p
20
Ne + 
24
Mg + 
20
Ne(,)16
O
20
Ne(,)24
Mg
16
O + 16
O  31
P + p
31
S + n
28
Si + 
spalování křemíku při teplotách ~ 3.109
K
atd.
28
Si +   27
Al + p
27
Si + n
24
Mg +