Процесс сжигания углерода

Тип ядерного синтеза обнаружен в старых звездах

Процесс сжигания углерода или синтез углерода представляет собой набор реакций ядерного синтеза , которые происходят в ядрах массивных звезд (не менее 8 при рождении), которые объединяют углерод в другие элементы. Он требует высоких температур (> 5×10 ⁸ K или 50 кэВ ) и плотностей (> 3×10 ⁹ кг/м ³ ). ^[1] ${\displaystyle {\begin{smallmatrix}M_{\odot }\end{smallmatrix}}}$

Эти цифры для температуры и плотности являются лишь ориентировочными. Более массивные звезды сжигают свое ядерное топливо быстрее, поскольку им приходится компенсировать большие гравитационные силы, чтобы оставаться в (приблизительном) гидростатическом равновесии . Это, как правило, 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 численную звездную модель, рассчитанную с помощью компьютерных алгоритмов. ^[3] Такие модели постоянно совершенствуются на основе экспериментов по ядерной физике (которые измеряют скорости ядерных реакций) и астрономических наблюдений (которые включают прямое наблюдение потери массы, обнаружение ядерных продуктов из спектральных наблюдений после того, как конвективные зоны развиваются от поверхности до областей термоядерного горения — известных как события выноса — и, таким образом, выносят ядерные продукты на поверхность, и многие другие наблюдения, имеющие отношение к моделям). ^[4]

Реакции синтеза

Основные реакции: ^[5]

Продукты реакции

Эту последовательность реакций можно понять, представив, что два взаимодействующих ядра углерода объединяются, чтобы сформировать возбужденное состояние ядра ²⁴ Mg, которое затем распадается одним из пяти способов, перечисленных выше. ^[6] Первые две реакции являются сильно экзотермическими, на что указывают большие положительные энергии, выделяемые, и являются наиболее частыми результатами взаимодействия. Третья реакция является сильно эндотермической, на что указывает большая отрицательная энергия, указывающая на то, что энергия поглощается, а не испускается. Это делает ее гораздо менее вероятной, но все же возможной в высокоэнергетической среде горения углерода. ^[5] Но производство нескольких нейтронов в этой реакции важно, поскольку эти нейтроны могут объединяться с тяжелыми ядрами, присутствующими в крошечных количествах в большинстве звезд, для образования еще более тяжелых изотопов в s-процессе . ^[7]

Четвертая реакция, как можно было бы ожидать, будет наиболее распространенной из-за ее большого выделения энергии, но на самом деле она крайне маловероятна, поскольку она протекает посредством электромагнитного взаимодействия, ^[5] , поскольку она производит гамма-фотон, а не использует сильное взаимодействие между нуклонами, как это делают первые две реакции. Нуклоны выглядят намного больше друг для друга, чем для фотонов этой энергии. Однако ²⁴ Mg, полученный в этой реакции, является единственным магнием, оставшимся в ядре, когда процесс сжигания углерода заканчивается, поскольку ²³ Mg является радиоактивным.

Последняя реакция также весьма маловероятна, поскольку в ней участвуют три продукта реакции ^[5] , а также она является эндотермической — представьте себе реакцию, протекающую в обратном направлении: для этого потребовалось бы, чтобы все три продукта сошлись одновременно, что менее вероятно, чем взаимодействие двух тел.

Протоны, полученные во второй реакции, могут принимать участие в цепной реакции протон-протон , или цикле CNO , но они также могут быть захвачены ²³ Na, образуя ²⁰ Ne плюс ядро ^​​4 He. ^[5] Фактически, значительная часть ²³ Na, полученного во второй реакции, используется таким образом. ^[6] В звездах с массой от 9 до 11 солнечных масс , ¹⁶ O, уже полученный в результате синтеза гелия на предыдущей стадии звездной эволюции, довольно хорошо переносит процесс сжигания углерода, несмотря на то, что часть его расходуется на захват ядер ⁴ He. ^{[1] [8]} Таким образом, результатом сжигания углерода является смесь в основном кислорода, неона, натрия и магния. ^{[3] [5]}

Тот факт, что сумма массы-энергии двух ядер углерода подобна сумме массы-энергии 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 все еще является предметом исследований. ^[9] Подобный резонанс увеличивает вероятность процесса тройной альфа , который отвечает за первоначальное производство углерода.

Потери нейтрино

Потери нейтрино начинают становиться основным фактором в процессах синтеза в звездах при температурах и плотностях горения углерода. Хотя основные реакции не включают нейтрино, побочные реакции, такие как цепная реакция протон-протон, включают. Но основным источником нейтрино при этих высоких температурах является процесс в квантовой теории, известный как рождение пар . Высокоэнергетический гамма-луч , который имеет большую энергию, чем масса покоя двух электронов ( эквивалентность массы и энергии ), может взаимодействовать с электромагнитными полями атомных ядер в звезде и становиться парой частиц и античастиц электрона и позитрона.

Обычно позитрон быстро аннигилирует с другим электроном, производя два фотона, и этот процесс можно спокойно игнорировать при более низких температурах. Но около 1 из 1019 ^парных рождений ^[2] 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 материей, эти частицы нейтрино обычно покидают звезду, не взаимодействуя, унося свою массу-энергию. Эта потеря энергии сопоставима с выходом энергии при синтезе 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 синтеза очень чувствительны к температуре, поэтому звезда может производить больше энергии для сохранения гидростатического равновесия , за счет сжигания последовательных ядерных топлив все быстрее. Синтез производит меньше энергии на единицу массы, поскольку ядра топлива становятся тяжелее, а ядро ​​звезды сжимается и нагревается при переходе с одного топлива на другое, поэтому оба эти процесса также значительно сокращают срок службы каждого последующего топлива, сжигаемого в результате синтеза.

До стадии горения гелия потери нейтрино незначительны. Но начиная со стадии горения углерода сокращение времени жизни звезды из-за потери энергии в форме нейтрино примерно соответствует увеличению выработки энергии из-за смены топлива и сжатия ядра. При последовательных сменах топлива в самых массивных звездах сокращение времени жизни определяется потерями нейтрино. Например, звезда массой 25 солнечных масс сжигает водород в ядре в течение 10 ⁷ лет, гелий в течение 10 ⁶ лет и углерод всего лишь в течение 10 ³ лет. ^[10]

Звездная эволюция

Во время слияния гелия звезды создают инертное ядро, богатое углеродом и кислородом. Инертное ядро ​​в конечном итоге достигает достаточной массы, чтобы схлопнуться из-за гравитации, в то время как горение гелия постепенно перемещается наружу. Это уменьшение объема инертного ядра повышает температуру до температуры воспламенения углерода. Это повысит температуру вокруг ядра и позволит гелию гореть в оболочке вокруг ядра. ^[11] Снаружи находится еще одна оболочка, сжигающая водород. Результирующее горение углерода обеспечивает энергию из ядра для восстановления механического равновесия звезды . Однако равновесие длится недолго; в звезде с массой 25 солнечных масса процесс израсходует большую часть углерода в ядре всего за 600 лет. Продолжительность этого процесса значительно варьируется в зависимости от массы звезды. ^[12]

Звезды массой менее 8–9 солнечных никогда не достигают достаточно высокой температуры ядра, чтобы сжечь углерод, вместо этого заканчивая свою жизнь как углеродно-кислородные белые карлики после того, как вспышки гелия в оболочке плавно выталкивают внешнюю оболочку в планетарную туманность . ^{[3] [13]}

В звездах с массой от 8 до 12 солнечных масс углеродно-кислородное ядро ​​находится в вырожденных условиях, и возгорание углерода происходит в виде углеродной вспышки , которая длится всего миллисекунды и разрушает звездное ядро. ^[14] На поздних стадиях этого ядерного горения они развивают массивный звездный ветер, который быстро выбрасывает внешнюю оболочку в планетарную туманность, оставляя после себя ядро ​​белого карлика O-Ne-Na-Mg массой около 1,1 солнечных масс. ^[3] Ядро никогда не достигает достаточно высокой температуры для дальнейшего термоядерного горения более тяжелых элементов, чем углерод. ^[13]

Звезды массой более 12 солнечных начинают сжигание углерода в невырожденном ядре ^[14] , а после истощения углерода продолжают процесс сжигания неона , как только сжатие инертного (O, Ne, Na, Mg) ядра достаточно повышает температуру. ^[13]

Смотрите также

• Альфа-процесс
• Детонация углерода
• цикл CNO
• Процесс горения неона
• Протон-протонная цепная реакция
• Тройной альфа-процесс

Ссылки

1. Райан, Шон Г.; Нортон, Эндрю Дж. (2010). Звездная эволюция и нуклеосинтез. Cambridge University Press . стр. 135. ISBN 978-0-521-13320-3.
2. Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . ISBN 978-0-226-10953-4.
3. Siess L. (2007). "Эволюция массивных звезд AGB. I. Фаза горения углерода". Astronomy and Astrophysics . 476 (2): 893–909. Bibcode :2006A&A...448..717S. doi : 10.1051/0004-6361:20053043 .
4. Hernandez, G.; et al. (декабрь 2006 г.). "Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars" (Асимптотические ветви звезд с высоким содержанием рубидия). Science . 314 (5806): 1751–1754. arXiv : astro-ph/0611319 . Bibcode :2006Sci...314.1751G. doi :10.1126/science.1133706. PMID  17095658. S2CID  6629665.
5. de Loore, Camiel WH; C. Doom (1992). Camiel WH de Loore (ред.). Структура и эволюция одиночных и двойных звезд. Библиотека астрофизики и космической науки. Springer. С. 95–97. ISBN 978-0-7923-1768-5.
6. Rose, William K. (1998). Advanced Stellar Astrophysics. Cambridge University Press. С. 227–229. ISBN 978-0-521-58833-1.
7. Роуз (1998), стр. 229–234.
8. Камиль (1992), стр.97–98
9. Strandberg, E.; et al. (май 2008). " Параметры резонанса ²⁴ Mg(α,γ) ^{28 Si при низких энергиях α-частиц".} Physical Review C. 77 ( 5): 055801. Bibcode : 2008PhRvC..77e5801S. doi : 10.1103/PhysRevC.77.055801.
10. Вусли, С.; Янка, Х.-Т. (2006-01-12). «Физика сверхновых с коллапсом ядра». Nature Physics . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Bibcode : 2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . doi : 10.1038/nphys172. S2CID  118974639. 
11. Остли, Дейл А.; Кэрролл, Брэдли В. (2007). Введение в современную звездную астрофизику. Пирсон Эддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-0348-3.
12. Андерсон, Скотт Р., Открытый курс: Астрономия: Лекция 19: Смерть звезд большой массы, GEM (2001)
13. Райан (2010), стр.147–148
14. "The Carbon Flash" (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 2015-05-06 . Получено 2015-02-07 .