В астрофизике горение кремния — это очень короткая [1] последовательность реакций ядерного синтеза , которые происходят в массивных звездах с минимальной массой около 8–11 солнечных. Горение кремния — это заключительная стадия термоядерного синтеза массивных звезд, у которых закончилось топливо, питающее их на протяжении всей их долгой жизни в главной последовательности на диаграмме Герцшпрунга-Рассела . Он 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 ( ГК ). Точная температура зависит от массы. Когда звезда завершила фазу горения кремния, дальнейший синтез невозможен. Звезда катастрофически коллапсирует и может взорваться, образовав так называемую сверхновую типа II .
После того, как звезда завершает процесс горения кислорода , ее ядро состоит в основном из кремния и серы. [2] [3] Если он имеет достаточно большую массу, он продолжает сжиматься, пока его ядро не достигнет температуры в диапазоне 2,7–3,5 ГК (230–300 кэВ ). При таких температурах кремний и другие элементы могут фотораспасться , испуская протон или альфа-частицу. [2] Горение кремния происходит путем перегруппировки фоторасщепления, [4] которая создает новые элементы в результате альфа-процесса , добавляя одну из этих освобожденных альфа-частиц [2] (эквивалент ядра гелия) на каждом этапе захвата в следующей последовательности (фотовыброс альфа не показана):
Хотя теоретически цепочка может продолжаться, ступени после никеля-56 гораздо менее экзотермичны, а температура настолько высока, что фотораспад препятствует дальнейшему прогрессу. [2]
Последовательность горения кремния длится около одного дня, прежде чем на нее ударит ударная волна, вызванная коллапсом ядра. Тогда горение становится гораздо более быстрым при повышенной температуре и прекращается только тогда, когда цепочка перегруппировки преобразуется в никель-56 или останавливается выбросом сверхновой и охлаждением. Никель -56 распадается сначала на кобальт-56 , а затем на железо-56 с периодом полураспада 6 и 77 дней соответственно, но это происходит позже, поскольку в ядре массивной звезды доступны лишь минуты. У звезды закончилось ядерное топливо, и через несколько минут ее ядро начинает сжиматься. [ нужна цитата ]
Во время этой фазы сжатия потенциальная энергия гравитационного сжатия нагревает внутреннюю часть до 5 ГК (430 кэВ), что препятствует сокращению и задерживает его. [5] Однако, поскольку никакая дополнительная тепловая энергия не может быть произведена посредством новых реакций синтеза, окончательное беспрепятственное сжатие быстро ускоряется и переходит в коллапс, продолжающийся всего несколько секунд. [6] Центральная часть звезды теперь сжимается в нейтронное ядро, температура которого взлетает до 100 ГК (8,6 МэВ) [7] , которое быстро охлаждается [8] до нейтронной звезды , если масса звезды ниже 20 М ☉ . [6] Между 20 M ☉ и 40–50 M ☉ откат материала приведет к дальнейшему коллапсу нейтронного ядра в черную дыру . [9] Внешние слои звезды сдуваются в результате взрыва, известного как сверхновая типа II , который длится от нескольких дней до месяцев. Взрыв сверхновой высвобождает большой всплеск нейтронов, которые могут примерно за одну секунду синтезировать примерно половину запасов во Вселенной элементов, которые тяжелее железа, посредством быстрой последовательности захвата нейтронов, известной как r-процесс ( где " r» означает «быстрый» захват нейтронов).
На этом графике показана энергия 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 (выделяется энергия) и может протекать вперед, хотя это справедливо только для реакций, которые не меняют число протонов или нейтроны (нет слабых силовых реакций). 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 — процессе синтеза. И наоборот, тяжелые элементы, такие как уран, выделяют энергию при расщеплении на более легкие элементы — в процессе ядерного деления . В звездах быстрый нуклеосинтез протекает путем присоединения ядер гелия (альфа-частиц) к более тяжелым ядрам. Как упоминалось выше, этот процесс заканчивается около атомной массы 56. [10] Распад никеля-56 объясняет большое количество железа-56, наблюдаемого в металлических метеоритах и ядрах скалистых планет.