Вуглеце́во-азо́тний цикл — ланцюжок термоядерних реакцій за участі ядер вуглецю, азоту, кисню та фтору, унаслідок яких водень перетворюється на гелій та виділяється енергія. Розгалужений процес складається з чотирьох основних гілок, які переплетені між собою. У виділенні енергії головну роль відіграє найвідоміша перша гілка, інші гілки важливі для пояснення зоряного нуклеосинтезу.
У циклі беруть участь усі стабільні ізотопи C, N, O, F та декілька нестабільних ізотопів цих елементів. Тому в сучасній астрономічній літературі його часто називають CNO-циклом (ізотопи фтору мають дуже низьку концентрацію і їх внесок дуже незначний).
Основні гілки процесу
За типових умов, які зустрічаються в зорях, каталітичне спалювання водню циклами CNO обмежене захопленням протонів. Зокрема, час бета-розпаду утворених радіоактивних ядер є швидшим, ніж час синтезу. Через довгі часові масштаби холодні цикли CNO перетворюють водень на гелій повільно, дозволяючи їм живити зорі в стані спокою протягом багатьох років.
CNO-I
Перша гілка складається з таких реакцій:
- 12C + 1H → 13N + γ + 1,94 МеВ (360 років)
- 13N → 13C + e+ + νe + 1,37 МеВ (7 хвилин)
- 13C + 1H → 14N + γ + 7,55 МеВ (100 років)
- 14N + 1H → 15O + γ + 7,29 МеВ (25 тис. років)
- 15O → 15N + e+ + νe + 2,76 МеВ (82 секунди)
- 15N + 1H → 12C + 4He + 4,96 МеВ (0,93 року)
Цю гілку іноді називають циклом Бете — Вейцзекера або просто циклом Бете, оскільки її запропонували 1938 року Ганс Бете і (незалежно) Карл Вайцзекер як джерело енергії звичайних зір із температурою в центральній частині близько 20 млн K.
За таких умов найповільнішою є реакція 14N + 1H → 15O + γ. Саме вона визначає інтенсивність енерговиділення та переробки протонів.
Остання реакція (протона з ядром 15N) зрідка завершується утворенням ядра 16O (приблизно одна реакція радіаційного захоплення протона на тисячу реакцій з утворенням альфа-частинки). Утворення такого ядра призводить до появи другої та третьої гілки. У скороченому вигляді їх можна записати так:
CNO-II
(14N + 1H→ 15O + γ) (15O → 15N + e+ + νe) (15N + 1H → 16O + γ) (16O + 1H → 17F + γ) (17F → 17O + e+ + νe) (17O + 1H → 14N + 4He)
CNO-III
(15N + 1H → 16O + γ) (16O + 1H → 17F + γ) (17F → 17O + e+ + νe) (17O + 1H → 18F + γ) (18F → 18O + e+ + νe) (18O + 1H → 15N + 4He)
Швидкість перебігу реакцій другої та третьої гілки приблизно однакова, вона визначається найповільнішою (за температури близько 20 млн К) ланкою: 17O + 1H.
Ще одна гілка виникає внаслідок розгалуження в останній реакції третьої гілки: замість (18O + 1H → 15N + 4He) зрідка відбувається реакція (18O + 1H → 19F + γ); такий варіант щонайменше на три порядки рідший, ніж основний.
CNO-IV
У скороченому вигляді гілку записують так:
(16O + 1H → 17F + γ) (17F → 17O + e+ + νe) (17O + 1H → 18F + γ) (18F → 18O + e+ + νe) (18O + 1H → 19F + γ) (19F + 1H → 16O + 4He).
Загальний результат
Кожна з гілок циклу призводить до перетворення чотирьох протонів (1H) на ядро гелію (4He), два позитрони та нейтрино з виділенням 26,73 МеВ (як і у водневому циклі). Утім, частка енергії, яку виносять нейтрино (близько 1,7 МеВ), дещо більша, ніж у реакціях водневого циклу.
Водночас протони беруть участь у реакціях водневого циклу, але швидкість протонних реакцій вуглецево-азотного циклу залежить від температури набагато сильніше, ніж відповідних реакцій водневого циклу. Тому вуглецево-азотний цикл є переважним джерелом енергії для зір, температура в ядрі яких перевищує 15 млн K. Це зорі з масою понад 1,2М☉.
Хоча друга та третя гілка мають другорядне значення для енерговиділення, однак вони визначають концентрацію ізотопів 17O та 18O, що має суттєве значення для нуклеосинтезу. На пізніших стадіях зоряної еволюції ці ізотопи можуть брати участь у реакціях із виділенням нейтронів.
Четверта гілка попри незначну роль у виділенні енергії (менше мільйонної частки) важлива тим, що пояснює походження 19F. За участю цього ізотопу відбуваються подальші реакції (зокрема, 19F + 1H → 20Ne + γ), але їх імовірність дуже невелика, і нею зазвичай нехтують.
Через деякий час після початку реакцій встановлюється певне співвідношення між концентраціями ізотопів C, N, O, F (воно залежить від температури та густини в надрах зорі), яке надалі залишається практично незмінним. Тому ці ізотопи називають каталізаторами.
«Гарячий» цикл
Ланцюжок кожної гілки вуглецево-азотного циклу містить дві реакції бета-розпаду, швидкість яких не залежить від зовнішніх умов. У надрах зір головної послідовності ці реакції є найшвидшими й загальна швидкість енерговиділення визначається перебігом реакцій за участю протонів.
Під час спалахів нових і наднових або на поверхні нейтронних зір реакції вуглецево-азотного циклу відбуваються за температур близько 80 млн K і бета-розпад стає, навпаки, найповільнішою ланкою циклу. Нестійкі ядра не встигають розпадатися й беруть участь у нових ядерних реакціях за участю протонів та альфа-частинок. У цьому випадку кількість гілок циклу значно збільшується й він набуває заплутаного характеру. Такий вуглецево-азотний цикл називають гарячим.
У гарячому CNO-циклі через дуже високу температуру нестабільні нукліди встигають поглинути протон до бета-розпаду. Гарячі CNO-цикли відіграють важливу роль в астрофізиці, адже саме вони призводять до термоядерного вибуху, що в свою чергу є причиною спалаху нової, і подальшого скидання її оболонки на швидкостях близько 1000 км/с, а також мають місце на поверхні нейтронних зір, і спостерігаються на них як рентгенівський спалах.
Період напіврозпаду становить 863 секунди, а – 176,3 секунд. Тривалість розпаду достатньо повільна, щоб забезпечити розвиток циклу Бете — Вейцзекера. Коли температура та густина зростають, швидкість реакції (p, γ) стає достатньо високою для того, щоб ядро встигло захопити протон ще до того, як воно розпадеться, і це призводить до гарячого вуглецево-азотного циклу .
HCNO-I
Різниця між циклом CNO-I і циклом HCNO-I полягає в тому, що захоплює протон замість розпаду, в результаті чого відбуваються такі реакції:
+ → + γ + 1.95 МеВ + → + γ
+ 4.63 МеВ → + e+
+ ν
e+ 5.14 МеВ (період напіврозпаду 70.641 секунд) + → + γ
+ 7.35 МеВ → + e+
+ ν
e+ 2.75 МеВ (період напіврозпаду 122.24 секунд) + → + + 4.96 МеВ
HCNO-II
Помітна відмінність між циклом CNO-II і циклом HCNO-II полягає в тому, що замість розпаду захоплює протон (з утворенням неону), а далі утворюється , і в результаті виникає така послідовність:
+ → + γ || || ||+ ||12.13 МеВ
+ → + γ || || ||+ ||0.60 МеВ
+ → + γ || || ||+ ||3.92 МеВ
→ + e+
||+ || ν
e ||+ ||4.44 МеВ||(період напіврозпаду 1.672 секунд)+ → + + 2.88 МеВ → + e+
||+ || ν
e ||+ ||2.75 МеВ||(період напіврозпаду 122.24 секунд)
HCNO-III
Цикл є альтернативним варіантом циклу HCNO-III. На відміну від останнього в циклі HCNO-III захоплює протон. Детальні реакції для даного циклу наведені нижче:
+ → + γ || || ||+ ||6.41 МеВ
→ + e+
||+ || ν
e ||+ ||3.32 МеВ||(період напіврозпаду 17.22 секунд)+ → + + 8.11 МеВ + → + γ || || ||+ ||0.60 МеВ
+ → + γ || || ||+ ||3.92 МеВ
→ + e+
||+ || ν
e ||+ ||4.44 МеВ||(період напіврозпаду 1.672 секунд)
Примітки
- Швидкість перебігу реакцій за участі протонів подано для температури 3× 107 К, густини 10 г/см3 та концентрації Гідрогену X=0,5 (за масою), що приблизно відповідає умовам у надрах блакитного гіганта з масою 10M☉ (спектральний клас B).
Джерела
- Adelberger, Eric G. та ін. (12 April 2011). Solar fusion cross sections. II. The pp chain and CNO cycles. Reviews of Modern Physics. 83 (1): 201. arXiv:1004.2318. Bibcode:2011RvMP...83..195A. doi:10.1103/RevModPhys.83.195. See Figure 2.
- Вуглецево-азотний цикл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 88. — .
- CNO-цикл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 523. — .
- Д.К. Надежин. Углеродный цикл // Физика космоса : ( )[рос.] : Маленькая энциклопедия / Главный редактор: Р.А. Сюняев ; Редакционная коллегия: Ю.Н. Дрожжин-Лабинский, Я.Б. Зельдович, В.Г. Курт, Р.3. Сагдеев. — Москва : Советская энциклопедия, 1986. — Предисловие к электронной версии 2-го издания энциклопедии «Физика космоса» 6 июля 2004 года.
- Бете-Вейцзекера цикл // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 53. — .
- H. A. Bethe (received 7 вересня 1938). . Physical Review. №55 (5). Архів оригіналу за 27 вересня 2011. Процитовано 15 січня 2009. (англ.)
- C. F. von Weizsäcker. Physik. Zeitschr. №39 (1938) 633
- БЕТЕ ЦИКЛ // Українська радянська енциклопедія : у 12 т. / гол. ред. М. П. Бажан ; редкол.: О. К. Антонов та ін. — 2-ге вид. — К. : Головна редакція УРЕ, 1977. — Т. 1 : А — Борона. — 542, [2] с., [38] арк. іл. : іл., табл., портр., карти с.
- M. Wiescher, J. Görres, E. Uberseder, G. Imbriani, and M. Pignatari. (english) . Annual Review of Nuclear and Particle Science Vol. 60:381-404. Архів оригіналу за 8 грудня 2021. Процитовано 8 грудня 2021.
- Moshe, Gai (1994). Laboratory Measurements in Nuclear Astrophysics (PDF) (англ.). arXiv:nucl-th/9405020.
Література
- Icko Iben, Jr (1967). Stellar Evolution Within and off the Main Sequence». Annual Review of Astronomy and Astrophysics. Т. 5. с. 571. Bibcode:1967ARA%26A...5..571I. doi:10.1146/annurev.aa.05.090167.003035.
{{}}
: Перевірте довжину|bibcode=
(); Пропущений або порожній|url=
() (англ.) - Kenneth S. Krane (November 1987). Introductory Nuclear Physics (вид. 3rd Edition). New York: Wiley. с. 864. ISBN . (англ.)
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Vuglece vo azo tnij cikl lancyuzhok termoyadernih reakcij za uchasti yader vuglecyu azotu kisnyu ta ftoru unaslidok yakih voden peretvoryuyetsya na gelij ta vidilyayetsya energiya Rozgaluzhenij proces skladayetsya z chotiroh osnovnih gilok yaki perepleteni mizh soboyu U vidilenni energiyi golovnu rol vidigraye najvidomisha persha gilka inshi gilki vazhlivi dlya poyasnennya zoryanogo nukleosintezu Shematichne zobrazhennya ciklu Bete VejczekeraEnergovidilennya e v proton protonnomu lancyuzhku PP vuglecevo azotnomu cikli CNO ta potrijnij a reakciyi pri riznih temperaturah T Punktir suma PP i CNO Sonce vidmicheno zhovtim 15 5 mln K U cikli berut uchast usi stabilni izotopi C N O F ta dekilka nestabilnih izotopiv cih elementiv Tomu v suchasnij astronomichnij literaturi jogo chasto nazivayut CNO ciklom izotopi ftoru mayut duzhe nizku koncentraciyu i yih vnesok duzhe neznachnij Osnovni gilki procesuZa tipovih umov yaki zustrichayutsya v zoryah katalitichne spalyuvannya vodnyu ciklami CNO obmezhene zahoplennyam protoniv Zokrema chas beta rozpadu utvorenih radioaktivnih yader ye shvidshim nizh chas sintezu Cherez dovgi chasovi masshtabi holodni cikli CNO peretvoryuyut voden na gelij povilno dozvolyayuchi yim zhiviti zori v stani spokoyu protyagom bagatoh rokiv CNO I Persha gilka skladayetsya z takih reakcij 12C 1H 13N g 1 94 MeV 360 rokiv 13N 13C e ne 1 37 MeV 7 hvilin 13C 1H 14N g 7 55 MeV 100 rokiv 14N 1H 15O g 7 29 MeV 25 tis rokiv 15O 15N e ne 2 76 MeV 82 sekundi 15N 1H 12C 4He 4 96 MeV 0 93 roku Cyu gilku inodi nazivayut ciklom Bete Vejczekera abo prosto ciklom Bete oskilki yiyi zaproponuvali 1938 roku Gans Bete i nezalezhno Karl Vajczeker yak dzherelo energiyi zvichajnih zir iz temperaturoyu v centralnij chastini blizko 20 mln K Za takih umov najpovilnishoyu ye reakciya 14N 1H 15O g Same vona viznachaye intensivnist energovidilennya ta pererobki protoniv Ostannya reakciya protona z yadrom 15N zridka zavershuyetsya utvorennyam yadra 16O priblizno odna reakciya radiacijnogo zahoplennya protona na tisyachu reakcij z utvorennyam alfa chastinki Utvorennya takogo yadra prizvodit do poyavi drugoyi ta tretoyi gilki U skorochenomu viglyadi yih mozhna zapisati tak CNO II 14N 1H 15O g 15O 15N e ne 15N 1H 16O g 16O 1H 17F g 17F 17O e ne 17O 1H 14N 4He CNO III 15N 1H 16O g 16O 1H 17F g 17F 17O e ne 17O 1H 18F g 18F 18O e ne 18O 1H 15N 4He Shvidkist perebigu reakcij drugoyi ta tretoyi gilki priblizno odnakova vona viznachayetsya najpovilnishoyu za temperaturi blizko 20 mln K lankoyu 17O 1H She odna gilka vinikaye vnaslidok rozgaluzhennya v ostannij reakciyi tretoyi gilki zamist 18O 1H 15N 4He zridka vidbuvayetsya reakciya 18O 1H 19F g takij variant shonajmenshe na tri poryadki ridshij nizh osnovnij CNO IV U skorochenomu viglyadi gilku zapisuyut tak 16O 1H 17F g 17F 17O e ne 17O 1H 18F g 18F 18O e ne 18O 1H 19F g 19F 1H 16O 4He Zagalnij rezultatKozhna z gilok ciklu prizvodit do peretvorennya chotiroh protoniv 1H na yadro geliyu 4He dva pozitroni ta nejtrino z vidilennyam 26 73 MeV yak i u vodnevomu cikli Utim chastka energiyi yaku vinosyat nejtrino blizko 1 7 MeV desho bilsha nizh u reakciyah vodnevogo ciklu Vodnochas protoni berut uchast u reakciyah vodnevogo ciklu ale shvidkist protonnih reakcij vuglecevo azotnogo ciklu zalezhit vid temperaturi nabagato silnishe nizh vidpovidnih reakcij vodnevogo ciklu Tomu vuglecevo azotnij cikl ye perevazhnim dzherelom energiyi dlya zir temperatura v yadri yakih perevishuye 15 mln K Ce zori z masoyu ponad 1 2M Hocha druga ta tretya gilka mayut drugoryadne znachennya dlya energovidilennya odnak voni viznachayut koncentraciyu izotopiv 17O ta 18O sho maye suttyeve znachennya dlya nukleosintezu Na piznishih stadiyah zoryanoyi evolyuciyi ci izotopi mozhut brati uchast u reakciyah iz vidilennyam nejtroniv Chetverta gilka popri neznachnu rol u vidilenni energiyi menshe miljonnoyi chastki vazhliva tim sho poyasnyuye pohodzhennya 19F Za uchastyu cogo izotopu vidbuvayutsya podalshi reakciyi zokrema 19F 1H 20Ne g ale yih imovirnist duzhe nevelika i neyu zazvichaj nehtuyut Cherez deyakij chas pislya pochatku reakcij vstanovlyuyetsya pevne spivvidnoshennya mizh koncentraciyami izotopiv C N O F vono zalezhit vid temperaturi ta gustini v nadrah zori yake nadali zalishayetsya praktichno nezminnim Tomu ci izotopi nazivayut katalizatorami Garyachij ciklLancyuzhok kozhnoyi gilki vuglecevo azotnogo ciklu mistit dvi reakciyi beta rozpadu shvidkist yakih ne zalezhit vid zovnishnih umov U nadrah zir golovnoyi poslidovnosti ci reakciyi ye najshvidshimi j zagalna shvidkist energovidilennya viznachayetsya perebigom reakcij za uchastyu protoniv Pid chas spalahiv novih i nadnovih abo na poverhni nejtronnih zir reakciyi vuglecevo azotnogo ciklu vidbuvayutsya za temperatur blizko 80 mln K i beta rozpad staye navpaki najpovilnishoyu lankoyu ciklu Nestijki yadra ne vstigayut rozpadatisya j berut uchast u novih yadernih reakciyah za uchastyu protoniv ta alfa chastinok U comu vipadku kilkist gilok ciklu znachno zbilshuyetsya j vin nabuvaye zaplutanogo harakteru Takij vuglecevo azotnij cikl nazivayut garyachim U garyachomu CNO cikli cherez duzhe visoku temperaturu nestabilni nuklidi vstigayut poglinuti proton do beta rozpadu Garyachi CNO cikli vidigrayut vazhlivu rol v astrofizici adzhe same voni prizvodyat do termoyadernogo vibuhu sho v svoyu chergu ye prichinoyu spalahu novoyi i podalshogo skidannya yiyi obolonki na shvidkostyah blizko 1000 km s a takozh mayut misce na poverhni nejtronnih zir i sposterigayutsya na nih yak rentgenivskij spalah Period napivrozpadu N13 displaystyle ce 13 N stanovit 863 sekundi a O15 displaystyle ce 15 O 176 3 sekund Trivalist rozpadu N13 displaystyle ce 13 N dostatno povilna shob zabezpechiti rozvitok ciklu Bete Vejczekera Koli temperatura ta gustina zrostayut shvidkist reakciyi N13 displaystyle ce 13 N p g O14 displaystyle ce 14 O staye dostatno visokoyu dlya togo shob yadro N13 displaystyle ce 13 N vstiglo zahopiti proton she do togo yak vono rozpadetsya i ce prizvodit do garyachogo vuglecevo azotnogo ciklu HCNO I Riznicya mizh ciklom CNO I i ciklom HCNO I polyagaye v tomu sho N713 displaystyle ce 13 7 N zahoplyuye proton zamist rozpadu v rezultati chogo vidbuvayutsya taki reakciyi C612 displaystyle ce 12 6 C H11 displaystyle ce 1 1 H N713 displaystyle ce 13 7 N g 1 95 MeVN713 displaystyle ce 13 7 N H11 displaystyle ce 1 1 H O814 displaystyle ce 14 8 O g 4 63 MeVO814 displaystyle ce 14 8 O N714 displaystyle ce 14 7 N e ne 5 14 MeV period napivrozpadu 70 641 sekund N714 displaystyle ce 14 7 N H11 displaystyle ce 1 1 H O815 displaystyle ce 15 8 O g 7 35 MeVO815 displaystyle ce 15 8 O N715 displaystyle ce 15 7 N e ne 2 75 MeV period napivrozpadu 122 24 sekund N715 displaystyle ce 15 7 N H11 displaystyle ce 1 1 H C612 displaystyle ce 12 6 C He24 displaystyle ce 4 2 He 4 96 MeVHCNO II Pomitna vidminnist mizh ciklom CNO II i ciklom HCNO II polyagaye v tomu sho F917 displaystyle ce 17 9 F zamist rozpadu zahoplyuye proton z utvorennyam neonu a dali utvoryuyetsya F918 displaystyle ce 18 9 F i v rezultati vinikaye taka poslidovnist N715 displaystyle ce 15 7 N H11 displaystyle ce 1 1 H O816 displaystyle ce 16 8 O g 12 13 MeVO816 displaystyle ce 16 8 O H11 displaystyle ce 1 1 H F917 displaystyle ce 17 9 F g 0 60 MeVF917 displaystyle ce 17 9 F H11 displaystyle ce 1 1 H Ne1018 displaystyle ce 18 10 Ne g 3 92 MeVNe1018 displaystyle ce 18 10 Ne F918 displaystyle ce 18 9 F e ne 4 44 MeV period napivrozpadu 1 672 sekund F918 displaystyle ce 18 9 F H11 displaystyle ce 1 1 H O915 displaystyle ce 15 9 O He24 displaystyle ce 4 2 He 2 88 MeVO915 displaystyle ce 15 9 O N715 displaystyle ce 15 7 N e ne 2 75 MeV period napivrozpadu 122 24 sekund HCNO III Cikl ye alternativnim variantom ciklu HCNO III Na vidminu vid ostannogo v cikli HCNO III F918 displaystyle ce 18 9 F zahoplyuye proton Detalni reakciyi dlya danogo ciklu navedeni nizhche F918 displaystyle ce 18 9 F H11 displaystyle ce 1 1 H Ne1019 displaystyle ce 19 10 Ne g 6 41 MeVNe1019 displaystyle ce 19 10 Ne Fe919 displaystyle ce 19 9 Fe e ne 3 32 MeV period napivrozpadu 17 22 sekund Fe919 displaystyle ce 19 9 Fe H11 displaystyle ce 1 1 H O816 displaystyle ce 16 8 O He24 displaystyle ce 4 2 He 8 11 MeVO816 displaystyle ce 16 8 O H11 displaystyle ce 1 1 H F917 displaystyle ce 17 9 F g 0 60 MeVF917 displaystyle ce 17 9 F H11 displaystyle ce 1 1 H Ne1018 displaystyle ce 18 10 Ne g 3 92 MeVNe1018 displaystyle ce 18 10 Ne F918 displaystyle ce 18 9 F e ne 4 44 MeV period napivrozpadu 1 672 sekund PrimitkiShvidkist perebigu reakcij za uchasti protoniv podano dlya temperaturi 3 107 K gustini 10 g sm3 ta koncentraciyi Gidrogenu X 0 5 za masoyu sho priblizno vidpovidaye umovam u nadrah blakitnogo giganta z masoyu 10M spektralnij klas B DzherelaAdelberger Eric G ta in 12 April 2011 Solar fusion cross sections II The pp chain and CNO cycles Reviews of Modern Physics 83 1 201 arXiv 1004 2318 Bibcode 2011RvMP 83 195A doi 10 1103 RevModPhys 83 195 See Figure 2 Vuglecevo azotnij cikl Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 88 ISBN 966 613 263 X CNO cikl Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 523 ISBN 966 613 263 X D K Nadezhin Uglerodnyj cikl Fizika kosmosa ros Malenkaya enciklopediya Glavnyj redaktor R A Syunyaev Redakcionnaya kollegiya Yu N Drozhzhin Labinskij Ya B Zeldovich V G Kurt R 3 Sagdeev Moskva Sovetskaya enciklopediya 1986 Predislovie k elektronnoj versii 2 go izdaniya enciklopedii Fizika kosmosa 6 iyulya 2004 goda Bete Vejczekera cikl Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 53 ISBN 966 613 263 X H A Bethe received 7 veresnya 1938 Physical Review 55 5 Arhiv originalu za 27 veresnya 2011 Procitovano 15 sichnya 2009 angl C F von Weizsacker Physik Zeitschr 39 1938 633 BETE CIKL Ukrayinska radyanska enciklopediya u 12 t gol red M P Bazhan redkol O K Antonov ta in 2 ge vid K Golovna redakciya URE 1977 T 1 A Borona 542 2 s 38 ark il il tabl portr karti s M Wiescher J Gorres E Uberseder G Imbriani and M Pignatari english Annual Review of Nuclear and Particle Science Vol 60 381 404 Arhiv originalu za 8 grudnya 2021 Procitovano 8 grudnya 2021 Moshe Gai 1994 Laboratory Measurements in Nuclear Astrophysics PDF angl arXiv nucl th 9405020 LiteraturaIcko Iben Jr 1967 Stellar Evolution Within and off the Main Sequence Annual Review of Astronomy and Astrophysics T 5 s 571 Bibcode 1967ARA 26A 5 571I doi 10 1146 annurev aa 05 090167 003035 a href wiki D0 A8 D0 B0 D0 B1 D0 BB D0 BE D0 BD Cite web title Shablon Cite web cite web a Perevirte dovzhinu bibcode dovidka Propushenij abo porozhnij url dovidka angl Kenneth S Krane November 1987 Introductory Nuclear Physics vid 3rd Edition New York Wiley s 864 ISBN 978 0 471 80553 3 angl