WikiDer > Процесс сжигания углерода

Carbon-burning process
«Сжигание углерода» перенаправляется сюда. По химии горения углеродных соединений см. горение.

В процесс сжигания углерода или же углеродный синтез это набор термоядерная реакция реакции, происходящие в ядрах массивных звезды (не менее 8 при рождении), который объединяет углерод с другими элементами. Требуются высокие температуры (> 5 × 108 K или 50 кэВ) и плотности (> 3×109 кг / м3).[1]

Эти значения температуры и плотности являются ориентировочными. Более массивные звезды сжигают свое ядерное топливо быстрее, поскольку им приходится компенсировать большие гравитационные силы, чтобы оставаться внутри (приблизительно) гидростатическое равновесие. Обычно это означает более высокие температуры, хотя и более низкие плотности, чем для менее массивных звезд.[2] Чтобы получить правильные цифры для определенной массы и определенной стадии эволюции, необходимо использовать числовой звездная модель вычисляется с помощью компьютерных алгоритмов.[3] Такие модели постоянно дорабатываются на основе ядерная физика эксперименты (которые измеряют скорость ядерных реакций) и астрономические наблюдения (которые включают прямое наблюдение за потерей массы, обнаружение ядерных продуктов по спектральным наблюдениям после того, как зоны конвекции развиваются от поверхности до областей сгорания термоядерного синтеза, известных как дноуглубление события - и таким образом выводят ядерные продукты на поверхность, и многие другие наблюдения, относящиеся к моделям).[4]

Реакции синтеза

Основные реакции:[5]

12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 20
10Ne
 		+ 4
2Он
 		+ 4.617 МэВ
12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 23
11Na
 		+ 1
1ЧАС
 		+ 2.241 МэВ
12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 23
12Mg
 		+ 1п − 2.599 МэВ
Альтернативно:
12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 24
12Mg
 		+ 
γ
 		+ 13.933 МэВ
12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 16
8О
 		+ 2 4
2Он
 		−   0.113 МэВ

Продукты реакции

Эту последовательность реакций можно понять, если подумать, что два взаимодействующих ядра углерода объединяются и образуют единое целое. возбужденное состояние из 24Ядро Mg, которое затем распадается одним из пяти перечисленных выше способов.[6] 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.[5] Но производство нескольких нейтронов этой реакцией важно, поскольку эти нейтроны могут объединяться с тяжелыми ядрами, присутствующими в крошечных количествах в большинстве звезд, с образованием еще более тяжелых изотопов в s-процесс.[7]

Можно было бы ожидать, что четвертая реакция будет самой распространенной из-за ее большого выделения энергии, но на самом деле она крайне маловероятна, поскольку протекает через электромагнитное взаимодействие.[5] 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. Тем не менее 24Mg, образующийся в этой реакции, является единственным магнием, остающимся в активной зоне, когда процесс сжигания углерода заканчивается, поскольку 23Mg радиоактивен.

Последняя реакция также очень маловероятна, поскольку в ней участвуют три продукта реакции:[5] Помимо того, что они являются эндотермическими - подумайте о реакции, протекающей в обратном направлении, для этого потребовалось бы, чтобы все три продукта сходились одновременно, что менее вероятно, чем взаимодействия двух тел.

Протоны, образующиеся во второй реакции, могут принимать участие в протон-протонная цепная реакция, или Цикл CNO, но они также могут быть захвачены 23Na образовывать 20Ne plus a 4Он ядро.[5] Фактически, значительная часть 23Таким образом расходуется Na, образующийся во второй реакции.[6] В звездах от 9 до 11 солнечные массыкислород (O-16) уже произведен синтез гелия на предыдущем этапе звездной эволюции удается довольно хорошо пережить процесс сжигания углерода, несмотря на то, что часть его расходуется на захват ядер He-4.[1][8] Таким образом, конечным результатом сжигания углерода является смесь в основном кислорода, неона, натрия и магния.[3][5]

Тот факт, что сумма массы и энергии двух ядер углерода аналогична сумме возбужденного состояния ядра магния, известен 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.[9] Подобный резонанс увеличивает вероятность тройной альфа-процесс, который отвечает за оригинальное производство углерода.

Потери нейтрино

Нейтрино потери начинают становиться основным фактором термоядерных процессов в звездах при температурах и плотностях сгорания углерода. Хотя основные реакции не связаны с нейтрино, побочные реакции, такие как протон-протонная цепная реакция делать. Но основной источник нейтрино при таких высоких температурах связан с процессом в квантовой теории, известным как парное производство. Высокая энергия гамма-луч который имеет большую энергию, чем масса покоя из двух электроны (эквивалентность массы и энергии) может взаимодействовать с электромагнитными полями атомных ядер в звезде, становясь частицей и античастица пара электрона и позитрона.

Обычно позитрон быстро аннигилирует с другим электроном, производя два фотона, и этим процессом можно спокойно пренебречь при более низких температурах. Но примерно 1 из 1019 парные постановки[2] заканчиваются слабым взаимодействием электрона и позитрона, которое заменяет их нейтрино и пара 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.[2] Процессы термоядерного синтеза очень чувствительны к температуре, поэтому звезда может производить больше энергии для сохранения гидростатическое равновесие, за счет все более быстрого сжигания следующих друг за другом видов ядерного топлива. 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 времени жизни 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 массой 25 солнечных масс сжигает водород в ядре за 107 лет, гелий на 106 лет и углерод всего за 103 годы.[10]

Звездная эволюция

Основная статья: Звездная эволюция

В течение синтез 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 перемещается 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.[11] Снаружи это еще одна оболочка, сжигающая водород. В результате сжигания углерода энергия ядра восстанавливается. механическое равновесие. 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 существенно варьируется в зависимости от массы звезды.[12]

Звезды ниже 8–9 Солнечные массы никогда не достигают достаточно высокой температуры ядра, чтобы сжигать углерод, вместо этого заканчивая свою жизнь как углерод-кислород белые карлики после оболочки гелиевые вспышки аккуратно вытолкните внешний конверт в планетарная туманность.[3][13]

У звезд с массой от 8 до 12 солнечных масс углеродно-кислородное ядро ​​находится ниже выродиться условий и возгорание углерода происходит в угольная вспышка, который длится всего миллисекунды и разрушает ядро ​​звезды.[14] На поздних стадиях этого ядерного горения у них образуется мощный звездный ветер, который быстро выбрасывает внешнюю оболочку в виде планетарная туманность оставив после себя O-Ne-Na-Mg белый Гном ядро около 1,1 солнечной массы.[3] Ядро никогда не достигает достаточно высокой температуры для дальнейшего сжигания плавлением более тяжелых элементов, чем углерод.[13]

Звезды с массой более 12 солнечных начинают гореть углерод в невырожденном ядре,[14] и после исчерпания углерода приступить к процесс горения неона после сжатия инертной сердцевины (O, Ne, Na, Mg) температура достаточно повышается.[13]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б Райан, Шон Дж .; Нортон, Эндрю Дж. (2010). Звездная эволюция и нуклеосинтез. Издательство Кембриджского университета. п. 135. ISBN 978-0-521-13320-3.
  2. ^ а б c Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза. Издательство Чикагского университета. ISBN 978-0-226-10953-4.
  3. ^ а б c d Сисс Л. (2007). «Эволюция массивных звезд AGB. I. Фаза горения углерода». Астрономия и астрофизика. 476 (2): 893–909. Bibcode:2006A&A ... 448..717S. Дои:10.1051/0004-6361:20053043.
  4. ^ Hernandez, G .; и другие. (Декабрь 2006 г.). "Богатые рубидием асимптотические гигантские звезды ветвления". Наука. 314 (5806): 1751–1754. arXiv:astro-ph / 0611319. Bibcode:2006Научный ... 314.1751G. Дои:10.1126 / science.1133706. PMID 17095658.
  5. ^ а б c d е ж de Loore, Camiel W.H .; К. Дум (1992). Камиэль В. Х. де Лур (ред.). Строение и эволюция одиночных и двойных звезд. Библиотека астрофизики и космических наук. Springer. С. 95–97. ISBN 978-0-7923-1768-5.
  6. ^ а б Роуз, Уильям К. (1998). Продвинутая звездная астрофизика. Издательство Кембриджского университета. С. 227–229. ISBN 978-0-521-58833-1.
  7. ^ Роза (1998), стр. 229–234.
  8. ^ Камиэль (1992), стр.97–98
  9. ^ Strandberg, E .; и другие. (Май 2008 г.). "24Mg (α, γ)28Параметры Si-резонанса при низких энергиях α-частиц ». Физический обзор C. 77 (5): 055801. Bibcode:2008PhRvC..77e5801S. Дои:10.1103 / PhysRevC.77.055801.
  10. ^ Woosley, S .; Янка, Х.-Т. (2006-01-12). "Физика сверхновых звезд с коллапсом ядра". Природа Физика. 1 (3): 147–154. arXiv:Astro-ph / 0601261. Bibcode:2005 НатФ ... 1..147Вт. CiteSeerX 10.1.1.336.2176. Дои:10.1038 / nphys172.
  11. ^ Остли, Дейл А .; Кэрролл, Брэдли В. (2007). Введение в современную звездную астрофизику. Пирсон Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-0348-3.
  12. ^ Андерсон, Скотт Р.,Открытый курс: Астрономия: Лекция 19: Смерть звезд большой массы, GEM (2001)
  13. ^ а б c Райан (2010), стр. 147–148
  14. ^ а б "Углеродная вспышка" (PDF). Архивировано из оригинал (PDF) на 2015-05-06. Получено 2015-02-07.