В астрофизике горение кремния — это очень короткая [1] последовательность реакций ядерного синтеза , происходящих в массивных звездах с минимальной массой около 8–11 солнечных. Горение кремния — это конечная стадия синтеза для массивных звезд , у которых закончилось топливо, питающее их в течение их долгой жизни в главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга–Рассела . Оно следует за предыдущими стадиями процессов горения водорода , гелия , углерода , неона и кислорода .
Горение кремния начинается, когда гравитационное сжатие повышает температуру ядра звезды до 2,7–3,5 миллиардов кельвинов ( GK ). Точная температура зависит от массы. Когда звезда завершает фазу горения кремния, дальнейший синтез невозможен. Звезда катастрофически коллапсирует и может взорваться в так называемой сверхновой II типа .
После того, как звезда завершает процесс сжигания кислорода , ее ядро состоит в основном из кремния и серы. [2] [3] Если она имеет достаточно большую массу, она продолжает сжиматься, пока ее ядро не достигнет температур в диапазоне 2,7–3,5 ГК (230–300 кэВ ). При этих температурах кремний и другие элементы могут фотораспадаться , испуская протон или альфа-частицу. [2] Горение кремния происходит путем фотораспада, [4] который создает новые элементы посредством альфа-процесса , добавляя одну из этих освобожденных альфа-частиц [2] (эквивалент ядра гелия) на шаг захвата в следующей последовательности (фотовыброс альфа не показан):
Теоретически цепь может продолжаться, поскольку добавление дальнейших альфа-частиц продолжает быть экзотермическим вплоть до олова-100 . [5] Однако этапы после никеля-56 гораздо менее экзотермичны, а температура настолько высока, что фотораспад препятствует дальнейшему прогрессу. [2]
Последовательность горения кремния длится около суток, прежде чем ее поразит ударная волна, вызванная коллапсом ядра. Затем горение становится намного быстрее при повышенной температуре и останавливается только тогда, когда цепочка перестройки преобразуется в никель-56 или останавливается выбросом сверхновой и охлаждением. Никель -56 сначала распадается на кобальт-56 , а затем на железо-56 , с периодами полураспада 6 и 77 дней соответственно, но это происходит позже, потому что в ядре массивной звезды есть только минуты. У звезды заканчивается ядерное топливо, и в течение нескольких минут ее ядро начинает сжиматься. [ необходима цитата ]
Во время этой фазы сжатия потенциальная энергия гравитационного сжатия нагревает внутреннюю часть до 5 ГК (430 кэВ), и это препятствует сжатию и задерживает его. [6] Однако, поскольку никакая дополнительная тепловая энергия не может быть получена посредством новых реакций синтеза, окончательное не встречающее сопротивления сжатие быстро ускоряется до коллапса, длящегося всего несколько секунд. [7] Центральная часть звезды теперь сжимается в нейтронное ядро с температурой, которая повышается еще больше до 100 ГК (8,6 МэВ) [8] , которое быстро остывает [9] в нейтронную звезду , если масса звезды ниже 20 M ☉ . [7] Между 20 M ☉ и 40–50 M ☉ падение материала заставит нейтронное ядро еще больше схлопнуться в черную дыру . [10] Внешние слои звезды сдуваются во время взрыва, известного как сверхновая типа II , который длится от нескольких дней до месяцев. Взрыв сверхновой высвобождает большой поток нейтронов, который может синтезировать примерно за одну секунду примерно половину запасов элементов во Вселенной, которые тяжелее железа, посредством быстрой последовательности захвата нейтронов, известной как r - процесс (где «r» означает «быстрый» захват нейтронов).
Этот график показывает энергию связи на нуклон различных нуклидов. Энергия связи — это разница между энергией свободных протонов и нейтронов и энергией нуклида. Если продукт или продукты реакции имеют более высокую энергию связи на нуклон, чем реагент или реагенты, то реакция является экзотермической (выделяет энергию) и может продолжаться, хотя это справедливо только для реакций, которые не изменяют количество протонов или нейтронов ( реакции слабой силы отсутствуют ). Как можно видеть, легкие нуклиды, такие как дейтерий или гелий, выделяют большое количество энергии (значительное увеличение энергии связи) при объединении с образованием более тяжелых элементов — процесс синтеза. И наоборот, тяжелые элементы, такие как уран, выделяют энергию при расщеплении на более легкие элементы — процесс деления ядра . В звездах быстрый нуклеосинтез происходит путем добавления ядер гелия (альфа-частиц) к более тяжелым ядрам. Как упоминалось выше, этот процесс заканчивается около атомной массы 56. [11] Распад никеля-56 объясняет большое количество железа-56, обнаруженное в металлических метеоритах и ядрах каменистых планет.