Войти
Процесс сжигания углерода или сплавление углерода представляет собой набор ядерный синтез реакции, происходящие в ядрах массивных звезд (не менее 8 
Эти значения температуры и плотности являются ориентировочными. Более массивные звезды сжигают свое ядерное топливо быстрее, поскольку им приходится компенсировать большие гравитационные силы, чтобы оставаться в (приблизительном) гидростатическом равновесии. Обычно это означает более высокие температуры, хотя и более низкие плотности, чем для менее массивных звезд. Чтобы получить правильные цифры для определенной массы и определенной стадии эволюции, необходимо использовать численную звездную модель, рассчитанную с помощью компьютерных алгоритмов. Такие модели постоянно совершенствуются на основе экспериментов ядерной физики (которые измеряют скорость ядерных реакций) и астрономических наблюдений (которые включают прямое наблюдение за потерей массы, обнаружение ядерных продуктов по спектральным наблюдениям после того, как на поверхности развиваются зоны конвекции. в области сжигания термоядерного синтеза - известные как события погружения - и таким образом выводят ядерные продукты на поверхность, а также многие другие наблюдения, относящиеся к моделям).
Основные реакции:
| . 6C. | + | . 6C. | → | . 10Ne. | + | . 2He. | + | 4,617 МэВ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| . 6C. | + | . 6C. | → | . 11Na. | + | . 1H. | + | 2,241 МэВ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| . 6C. | + | . 6C. | → | . 12Mg. | + | n | − | 2,599 МэВ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| Альтернативно: | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| . 6C. | + | . 6C. | → | . 12Mg. | + | . γ. | + | 13,933 МэВ | ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
| . 6C. | + | . 6C. | → | . 8O. | + | 2 . 2He. | - 0,113 МэВ | |||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
Это Последовательность реакций можно понять, если подумать, что два взаимодействующих ядра углерода объединяются, чтобы сформировать возбужденное состояние ядра Mg, которое затем распадается в одном из пять способов, перечисленных выше. Первые две реакции являются сильно экзотермическими, на что указывает выделяющаяся большая положительная энергия, и они являются наиболее частыми результатами взаимодействия. Третья реакция является сильно эндотермической, на что указывает большая отрицательная энергия, указывающая на то, что энергия скорее поглощается, чем испускается. Это делает его гораздо менее вероятным, но все же возможным в высокоэнергетической среде сжигания углерода. Но производство нескольких нейтронов этой реакцией важно, поскольку эти нейтроны могут объединяться с тяжелыми ядрами, присутствующими в крошечных количествах у большинства звезд, с образованием еще более тяжелых изотопов в s-процессе.
Четвертая реакция может можно ожидать, что он будет наиболее распространенным из-за его большого выделения энергии, но на самом деле он крайне маловероятен, потому что он происходит через электромагнитное взаимодействие, поскольку он производит гамма-фотон, а не использует сильное взаимодействие между нуклонами, как это делают первые две реакции. Нуклоны друг для друга выглядят намного больше, чем для фотонов этой энергии. Однако Mg, образующийся в этой реакции, является единственным магнием, остающимся в активной зоне, когда процесс сжигания углерода заканчивается, поскольку Mg является радиоактивным.
Последняя реакция также очень маловероятна, поскольку она включает в себя три продукта реакции, а также является эндотермической - подумайте о реакции, протекающей в обратном порядке, для этого потребовалось бы, чтобы все три продукта сходились одновременно, что является менее вероятно, чем взаимодействия двух тел.
Протоны, образующиеся во второй реакции, могут принимать участие в протон-протонной цепной реакции или в цикле CNO, но они также могут быть захвачены Na для образуют Ne плюс ядро He. Фактически таким образом расходуется значительная часть Na, полученного во второй реакции. В звездах между 9 и 11 массой Солнца кислород (O-16), уже произведенный синтезом гелия на предыдущем этапе звездной эволюции, довольно хорошо переживает процесс сжигания углерода., несмотря на то, что некоторая его часть расходуется на захват ядер He-4. Таким образом, конечный результат сжигания углерода представляет собой смесь в основном кислорода, неона, натрия и магния.
Тот факт, что сумма массы и энергии двух ядер углерода аналогична сумме энергии возбужденного состояния магния. ядро известно как «резонанс». Без этого резонанса горение углерода происходило бы только при температурах в сто раз выше. Экспериментальное и теоретическое исследование таких резонансов до сих пор остается предметом исследований. Подобный резонанс увеличивает вероятность тройного альфа-процесса, который отвечает за первоначальное образование углерода.
Потери нейтрино начинают становиться основным фактором в процессах термоядерного синтеза в звездах при температурах и плотностях горения углерода. Хотя в основных реакциях нейтрино не участвуют, в побочных реакциях, таких как протон-протонная цепная реакция, участвуют. Но главный источник нейтрино при таких высоких температурах связан с процессом в квантовой теории, известным как рождение пар. гамма-луч с высокой энергией, который имеет большую энергию, чем масса покоя двух электронов (эквивалент массы-энергии ), может взаимодействовать с электромагнитные поля атомных ядер в звезде, и стать частицей и античастицей парой электрона и позитрона.
Обычно позитрон быстро аннигилирует с другим электроном, производя два фотона, и этот процесс можно спокойно игнорировать при более низких температурах. Но примерно в 1 из 10 пар рождение заканчивается слабым взаимодействием электрона и позитрона, которое заменяет их парой нейтрино и антинейтрино. Поскольку они движутся практически со скоростью света и очень слабо взаимодействуют с веществом, эти нейтринные частицы обычно покидают звезду без взаимодействия, унося свою массу-энергию. Эта потеря энергии сопоставима с выходом энергии от плавления углерода.
Потери нейтрино в результате этого и подобных процессов играют все более важную роль в эволюции самых массивных звезд. Они заставляют звезду сжигать свое топливо при более высокой температуре, чтобы компенсировать их. Процессы термоядерного синтеза очень чувствительны к температуре, поэтому звезда может производить больше энергии для сохранения гидростатического равновесия за счет все более быстрого сжигания следующих друг за другом ядерных топлив. Термоядерный синтез производит меньше энергии на единицу массы, поскольку ядра топлива становятся тяжелее, а ядро звезды сжимается и нагревается при переключении с одного топлива на другое, поэтому оба эти процесса также значительно сокращают срок службы каждого последующего сжигаемого термоядерным топливом.
Вплоть до стадии сжигания гелия потери нейтрино незначительны. Но, начиная со стадии сжигания углерода, сокращение срока службы звезды из-за потери энергии в форме нейтрино примерно соответствует увеличению производства энергии из-за замены топлива и сжатия ядра. При последовательной смене топлива в самых массивных звездах сокращение времени жизни определяется потерями нейтрино. Например, звезда с массой 25 солнечных масс сжигает водород в ядре в течение 10 лет, гелий в течение 10 лет и углерод только 10 лет.
Во время синтеза гелия звезды образуют инертное ядро, богатое углеродом и кислородом. Инертное ядро в конечном итоге достигает массы, достаточной для коллапса под действием гравитации, в то время как горящий гелий постепенно движется наружу. Уменьшение инертного объема активной зоны приводит к повышению температуры до температуры воспламенения углерода. Это повысит температуру вокруг активной зоны и позволит гелию гореть в оболочке вокруг активной зоны. Снаружи это еще одна оболочка, сжигающая водород. В результате сгорание углерода обеспечивает энергией ядра для восстановления механического равновесия звезды. Однако баланс недолговечен; в звезде с массой 25 солнечных масс в процессе будет израсходована большая часть углерода в ядре всего за 600 лет. Продолжительность этого процесса значительно варьируется в зависимости от массы звезды.
Звезды с массой ниже 8–9 Солнечные массы никогда не достигают достаточно высокой температуры ядра, чтобы сжигать углерод, вместо этого заканчивая свою жизнь в виде углерод-кислород белые карлики после оболочки гелиевые вспышки мягко вытесняют внешнюю оболочку в планетарной туманности.
В звездах с массой от 8 до 12 солнечных масс углерод- кислородное ядро находится в вырожденных условиях, и возгорание углерода происходит в углеродной вспышке, которая длится всего миллисекунды и разрушает звездное ядро. На поздних стадиях этого ядерного сгорания у них образуется массивный звездный ветер, который быстро выбрасывает внешнюю оболочку в планетарную туманность, оставляя после себя ядро белого карлика O-Ne-Na-Mg . около 1,1 солнечных масс. Ядро никогда не достигает достаточно высокой температуры для дальнейшего термоядерного горения элементов, более тяжелых, чем углерод.
Звезды с массой более 12 солнечных масс начинают гореть углерод в невырожденном ядре, а после истощения углерода переходят с процесс горения неона после сжатия инертного (O, Ne, Na, Mg) ядра в достаточной степени повышает температуру.
