Процесс сжигания кислорода
Процесс горения кислорода — это набор реакций ядерного синтеза , которые происходят в массивных звездах, израсходовавших более легкие элементы в своих ядрах. Сжиганию кислорода предшествует процесс горения неона , а за ним следует процесс горения кремния . Когда процесс горения неона заканчивается, ядро звезды сжимается и нагревается, пока не достигнет температуры воспламенения для горения кислорода. Реакции горения кислорода аналогичны реакциям горения углерода; однако они должны происходить при более высоких температурах и плотностях из-за большего кулоновского барьера кислорода.
Реакции
[ редактировать ]Кислород воспламеняется в интервале температур (1,5–2,6)×10. 9 К [1] и в диапазоне плотностей (2,6–6,7)×10 12 кг·м −3 . [2] Основные реакции приведены ниже: [3] [4] где коэффициенты ветвления предполагают, что дейтронный канал открыт (при высоких температурах): [3]
16
8 О
+ 16
8 О
→ 28
14 Си
+ 4
2 Он
+ 9,593 МэВ (34%) → 31
15 П
+ 1
1 час
+ 7,676 МэВ (56%) → 31
16 С
+
н
+ 1,459 МэВ (5%) → 30
14 Си
+ 2 1
1 час
+ 0,381 МэВ → 30
15 П
+ 2
1 Д
− 2,409 МэВ (5%) Альтернативно: [5] [6] [7] [8] [9] → 32
16 С
+
с+ 16,539 МэВ → 24
12 мг
+ 2 4
2 Он− 0,393 МэВ
Около 2×10 9 К, скорость реакции горения кислорода составляет примерно 2,8×10 −12 ( Т9 / 2) 33 [ нужны разъяснения ] , [3] [5] где Т 9 — температура в миллиардах кельвинов . В целом, основными продуктами процесса сжигания кислорода являются [3] 28 И, 32,33,34 С, 35,37 кл, 36,38 с, 39,41 К, и 40,42 ок. Из них 28 Си и 32 S составляют 90% конечного состава. [3] Кислородное топливо в ядре звезды исчерпывается через 0,01–5 лет, в зависимости от массы звезды и других параметров. [1] [3] В ходе последующего процесса сжигания кремния создается железо, но это железо не может вступать в дальнейшую реакцию, создавая энергию для поддержания звезды.
В процессе горения кислорода, идущего наружу, существует оболочка, сжигающая кислород, за которой следуют неоновая оболочка, углеродная оболочка, гелиевая оболочка и водородная оболочка. Процесс горения кислорода — последняя ядерная реакция в ядре звезды, которая не протекает через альфа-процесс .
Предварительное сжигание кислорода
[ редактировать ]Хотя 16 О легче неона, горение неона происходит раньше горения кислорода, потому что 16 O представляет собой дважды магическое ядро и, следовательно, чрезвычайно стабильно. По сравнению с кислородом неон гораздо менее стабилен. В результате горение неона происходит при более низких температурах, чем 16 + 16 ТЕМ. [9] Во время горения неона в ядре звезды накапливаются кислород и магний. В начале горения кислорода в ядре звезды его много из-за процесса горения гелия ( 4 Он(2а,в) 12 С(а,с) 16 О), процесс сжигания углерода ( 12 С( 12 С,а) 20 Ne, 12 С(а,с) 16 О) и процесс горения неона ( 20 Ne(γ,α) 16 О). Реакция 12 С(а,с) 16 O оказывает существенное влияние на скорость реакций при горении кислорода, так как образует большие количества 16 ТЕМ. [3]
Конвективно-ограниченное пламя и нецентральное воспламенение кислорода
[ редактировать ]У звезд с массой более 10,3 масс Солнца кислород воспламеняется в ядре или не воспламеняется вообще. Аналогично для звезд с массой менее 9 масс Солнца (без прироста дополнительной массы) кислород воспламеняется в ядре или не воспламеняется вообще. Однако в диапазоне масс Солнца 9–10,3 кислород воспламеняется не от центра.
Для звезд этого диапазона масс горение неона происходит в конвективной оболочке, а не в ядре звезды. В конкретном примере звезды с массой Солнца 9,5 процесс горения неона происходит в оболочке, удаленной от центра примерно на 0,252 солнечной массы (~ 1560 километров). После вспышки зажигания неоновая конвективная зона простирается дальше до 1,1 солнечной массы с пиковой мощностью около 10 36 W. Всего через месяц мощность снижается примерно до 10 35 W и остается на этом уровне около 10 лет. После этой фазы неон в оболочке истощается, что приводит к увеличению внутреннего давления на звезду. Это повышает температуру оболочки до 1,65 миллиарда Кельвинов. В результате образуется неоново-горящий конвективно-связанный фронт пламени, который движется к ядру. Движение пламени — это то, что в конечном итоге приводит к сжиганию кислорода. Примерно через 3 года температура пламени достигает примерно 1,83 миллиарда Кельвинов, что позволяет начать процесс горения кислорода. Это происходит примерно за 9,5 лет до того, как образуется железное ядро. Подобно началу горения неона, горение кислорода вне центра начинается с новой вспышки. Конвективное горящее пламя возникает в результате горения как неона, так и кислорода по мере продвижения к ядру, в то время как горящая кислород оболочка постоянно сжимается в массе. [8]
Потери нейтрино
[ редактировать ]В процессе горения кислорода становятся актуальными потери энергии из-за испускания нейтрино. Из-за больших потерь энергии кислород должен гореть при температуре выше миллиарда Кельвинов, чтобы поддерживать давление излучения, достаточно сильное, чтобы поддерживать звезду против гравитации. Далее, две реакции захвата электрона [ объяснить ] (производящие нейтрино) становятся значимыми, когда плотность материи достаточно высока (ρ > 2×10 7 г/см 3 ). Из-за этих факторов время горения кислорода для тяжелых и плотных звезд намного короче. [7]
Взрывное горение кислорода
[ редактировать ]Процесс горения кислорода может протекать в гидростатических и взрывоопасных условиях. Продукты взрывного горения кислорода аналогичны продуктам гидростатического горения кислорода. Однако устойчивое горение кислорода сопровождается множеством захватов электронов, а взрывное горение кислорода сопровождается значительно большим наличием реакций фотораспада . В диапазоне температур (3–4)×10 9 K, фотораспад и синтез кислорода происходят с сопоставимыми скоростями реакций. [3]
Сверхновые с парной нестабильностью
[ редактировать ]Очень массивные (140–260 солнечных масс) звезды популяции III могут стать нестабильными во время горения кислорода в ядре из-за образования пар . В результате происходит термоядерный взрыв, который полностью разрушает звезду. [2] [6]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б Эль Эйд, М.Ф., Б.С. Мейер и Л.-С. . «Эволюция массивных звезд вплоть до конца горения центрального кислорода». ApJ Астрофизический журнал 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 21 июля 2004 г. Интернет. 8 апреля 2016 г.
- ^ Jump up to: а б Хирши. «Эволюция и нуклеосинтез очень массивных звезд». arXiv:1409.7053v1 [astro-ph.SR] 24 сентября 2014 г.
- ^ Jump up to: а б с д и ж г час Вусли, Хегер и Уивер. «Эволюция массивных звезд». Обзоры современной физики, том 74, октябрь 2002 г.
- ^ Клейтон, Дональд. Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза (1983).
- ^ Jump up to: а б Кофлан и Фаулер. «Скорость термоядерных реакций». Таблицы атомных данных и ядерных данных, 40, 283–334 (1988).
- ^ Jump up to: а б Касен, Вусли и Хегер. «Парная нестабильность сверхновых: кривые блеска, спектры и ударный прорыв». Астрофизический журнал 734:102, 20 июня 2011 г.
- ^ Jump up to: а б Кэрролл, Брэдли В. и Дейл А. Остли. «Введение в современную астрофизику». Сан-Франциско, Пирсон Аддисон-Уэсли, 2007 г.
- ^ Jump up to: а б С. Е. Вусли и Александр Хегер. «Замечательные смерти 9–10 звезд солнечной массы». arXiv:1505.06712v1. Май 2015.
- ^ Jump up to: а б Лонгэйр, Малькольм. «Астрофизика высоких энергий», 3-е издание (2011 г.).
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Синтез углерода и кислорода / Зритель астрофизики, 2005 г.
- Арнетт, В.Д. Продвинутая эволюция массивных звезд. VI – Горение кислорода / Астрофизический журнал, вып. 194, 1 декабря 1974 г., ст. 1, с. 373–383.
