Процесс сжигания углерода
Процесс сжигания углерода или синтез углерода представляет собой набор реакций ядерного синтеза , которые происходят в ядрах массивных звезд (не менее 8 при рождении), который соединяет углерод с другими элементами. Требует высоких температур (> 5×10 8 К или 50 кэВ ) и плотности (> 3×10 9 кг/м 3 ). [1]
Эти значения 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 . Обычно это означает более высокие температуры, хотя и более низкую плотность, чем для менее массивных звезд. [2] Чтобы получить правильные цифры для конкретной массы и конкретной стадии эволюции, необходимо использовать числовую модель звезды , 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 за потерей массы, обнаружение ядерных продуктов на основе спектральных наблюдений после того, как зоны конвекции развиваются от поверхности к областям термоядерного горения - известные как события дноуглубления – и таким образом выводят ядерные продукты на поверхность, а также многие другие наблюдения, имеющие отношение к моделям). [4]
Реакции синтеза
[ редактировать ]Основные реакции: [5]
12
6 С
+ 12
6 С
→ 20
10 Не
+ 4
2 Он
+ 4,617 МэВ 12
6 С
+ 12
6 С
→ 23
11 На
+ 1
1 час
+ 2,241 МэВ 12
6 С
+ 12
6 С
→ 23
12 мг
+ 1 н − 2,599 МэВ Альтернативно: 12
6 С
+ 12
6 С
→ 24
12 мг
+
с
+ 13,933 МэВ 12
6 С
+ 12
6 С
→ 16
8 О
+ 2 4
2 Он
− 0,113 МэВ
Продукты реакции
[ редактировать ]Эту последовательность реакций можно понять, представляя, что два взаимодействующих ядра углерода собираются вместе, образуя возбужденное состояние . 24 Ядро Mg, которое затем распадается одним из пяти способов, перечисленных выше. [6] Первые две реакции сильно экзотермичны, о чем свидетельствуют выделяющиеся большие положительные энергии, и являются наиболее частыми результатами взаимодействия. Третья реакция является сильно эндотермической, о чем свидетельствует большая отрицательная энергия, указывающая на то, что энергия поглощается, а не выделяется. Это делает его гораздо менее вероятным, но все же возможным в высокоэнергетической среде сжигания углерода. [5] Но производство нескольких нейтронов в результате этой реакции важно, поскольку эти нейтроны могут объединяться с тяжелыми ядрами, присутствующими в крошечных количествах в большинстве звезд, с образованием еще более тяжелых изотопов в s-процессе . [7]
Можно было бы ожидать, что четвертая реакция будет наиболее распространенной из-за ее большого энерговыделения, но на самом деле она крайне маловероятна, поскольку протекает через электромагнитное взаимодействие. [5] поскольку он производит фотон гамма-излучения, а не использует сильное взаимодействие между нуклонами, как это происходит в первых двух реакциях. Нуклоны кажутся друг другу намного больше, чем фотонам этой энергии. Однако 24 Mg, образующийся в этой реакции, является единственным магнием, оставшимся в ядре, когда процесс горения углерода заканчивается, поскольку 23 Магний радиоактивен.
Последняя реакция также маловероятна, поскольку в ней участвуют три продукта реакции: [5] Помимо того, что реакция является эндотермической - подумайте о реакции, протекающей в обратном направлении: для нее потребуется, чтобы все три продукта слились одновременно, что менее вероятно, чем взаимодействие двух тел.
Протоны, образующиеся в результате второй реакции, могут участвовать в протон-протонной цепной реакции или CNO-цикле , но могут быть также захвачены 23 На, чтобы сформировать 20 Больше не имеет 4 Он ядро. [5] Фактически значительная часть 23 Таким образом расходуется Na, образующийся в результате второй реакции. [6] У звезд с массой от 9 до солнечных 11 16 O, уже полученный в результате синтеза гелия на предыдущей стадии звездной эволюции, довольно хорошо выживает в процессе сжигания углерода, несмотря на то, что часть его была израсходована при улавливании углерода. 4 Он ядра. [1] [8] Таким образом, результатом горения углерода является смесь преимущественно кислорода, неона, натрия и магния. [3] [5]
Тот факт, что сумма массы и энергии двух ядер углерода аналогична сумме 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 до сих пор остается предметом исследований. [9] Подобный резонанс увеличивает вероятность процесса тройного альфа , ответственного за первоначальное производство углерода.
Потери нейтрино
[ редактировать ]Потери нейтрино начинают становиться основным фактором термоядерных процессов в звездах при температурах и плотностях горения углерода. Хотя в основных реакциях нейтрино не участвуют, в побочных реакциях, таких как протон-протонная цепная реакция, участвуют нейтрино. Но основным источником нейтрино при таких высоких температурах является процесс в квантовой теории, известный как рождение пар . высокой энергии Гамма-луч , который имеет большую энергию, чем масса покоя двух электронов ( эквивалент массы-энергии ), может взаимодействовать с электромагнитными полями атомных ядер звезды и стать парой частиц и античастиц, состоящих из электрона и позитрона. .
Обычно позитрон быстро аннигилирует с другим электроном, образуя два фотона, и этим процессом можно смело пренебречь при более низких температурах. Но примерно 1 из 10 19 парные постановки [2] заканчиваются слабым взаимодействием электрона и позитрона, заменяющим их парой нейтрино и антинейтрино. Поскольку они движутся практически со скоростью света и очень слабо взаимодействуют с веществом, эти нейтринные частицы обычно покидают звезду, не взаимодействуя, унося свою массу-энергию. Эти потери энергии сравнимы с выходом энергии при синтезе углерода.
Потери нейтрино в результате этого и подобных процессов играют все более важную роль в эволюции наиболее 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 гидростатического равновесия за счет еще более быстрого сгорания последовательных ядерных топлив. Термоядерный синтез производит меньше энергии на единицу массы, поскольку топливные ядра становятся тяжелее, а ядро звезды сжимается и нагревается при переключении с одного топлива на другое, поэтому оба этих процесса также значительно сокращают срок службы каждого последующего термоядерного топлива.
Вплоть до стадии горения гелия потери нейтрино незначительны. Но, начиная со стадии сжигания углерода, сокращение продолжительности жизни звезды из-за потери энергии в виде нейтрино примерно соответствует увеличению производства энергии из-за смены топлива и сжатия ядра. При последовательных сменах топлива в наиболее массивных звездах сокращение времени жизни происходит преимущественно за счет потерь нейтрино. Например, звезда в 25 солнечных масс сжигает водород в ядре в течение 10 7 лет, гелий на 10 6 лет и углерода всего за 10 3 годы. [10]
Звездная эволюция
[ редактировать ]Во время синтеза гелия звезды создают инертное ядро, богатое углеродом и кислородом. Инертное ядро в конечном итоге достигает достаточной массы, чтобы разрушиться из-за гравитации, в то время как горящий гелий постепенно движется наружу. Это уменьшение объема инертного ядра повышает температуру до температуры воспламенения углерода. Это повысит температуру вокруг ядра и позволит гелию сгореть в оболочке вокруг ядра. [11] Снаружи находится еще одна оболочка, сжигающая водород. Возникающее в результате сжигание углерода обеспечивает энергию ядра для восстановления механического равновесия звезды . Однако баланс продлится недолго; в звезде с массой 25 солнечных этот процесс израсходует большую часть углерода в ядре всего за 600 лет. Продолжительность этого процесса существенно варьируется в зависимости от массы звезды. [12]
Звезды с массой менее 8–9 солнечных никогда не достигают достаточно высокой температуры ядра, чтобы сжечь углерод, вместо этого заканчивая свою жизнь в виде углеродно-кислородных белых карликов после вспышек оболочки гелия, мягко выбрасывающих внешнюю оболочку планетарной туманности . [3] [13]
У звезд с массой от 8 до 12 солнечных масс углеродно-кислородное ядро находится в вырожденных условиях, и воспламенение углерода происходит в виде углеродной вспышки , которая длится всего миллисекунды и разрушает звездное ядро. [14] На поздних стадиях этого ядерного горения возникает массивный звездный ветер, который быстро выбрасывает внешнюю оболочку планетарной туманности, оставляя после себя ядро белого карлика O-Ne-Na-Mg массой около 1,1 солнечной массы. [3] Ядро никогда не достигает достаточно высокой температуры для дальнейшего термоядерного сжигания более тяжелых элементов, чем углерод. [13]
Звезды с массой более 12 солнечных начинают сжигать углерод в невырожденном ядре. [14] и после истощения углерода приступить к процессу горения неона, как только сжатие инертного ядра (O, Ne, Na, Mg) достаточно повысит температуру. [13]
См. также
[ редактировать ]- Альфа-процесс
- Углеродная детонация
- цикл CNO
- Процесс горения неона
- Протон-протонная цепная реакция
- Тройной альфа-процесс
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б Райан, Шон Г.; Нортон, Эндрю Дж. (2010). Звездная эволюция и нуклеосинтез . Издательство Кембриджского университета . п. 135. ИСБН 978-0-521-13320-3 .
- ^ Jump up to: а б с Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . ISBN 978-0-226-10953-4 .
- ^ Jump up to: а б с д Сисс Л. (2007). «Эволюция массивных звезд AGB. I. Фаза горения углерода» . Астрономия и астрофизика . 476 (2): 893–909. Бибкод : 2006A&A...448..717S . дои : 10.1051/0004-6361:20053043 .
- ^ Эрнандес, Г.; и др. (декабрь 2006 г.). «Звезды асимптотической ветви гигантов, богатые рубидием». Наука . 314 (5806): 1751–1754. arXiv : astro-ph/0611319 . Бибкод : 2006Sci...314.1751G . дои : 10.1126/science.1133706 . ПМИД 17095658 . S2CID 6629665 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж де Лор, Камиэль WH; К. Дум (1992). Камиэль WH де Лур (ред.). Строение и эволюция одиночных и двойных звезд . Библиотека астрофизики и космических наук. Спрингер. стр. 95–97. ISBN 978-0-7923-1768-5 .
- ^ Jump up to: а б Роуз, Уильям К. (1998). Передовая звездная астрофизика . Издательство Кембриджского университета. стр. 227–229. ISBN 978-0-521-58833-1 .
- ^ Роуз (1998), стр. 229–234.
- ^ Камиэль (1992), стр. 97–98.
- ^ Страндберг, Э.; и др. (май 2008 г.). " 24 Мг(а,с) 28 Параметры Si-резонанса при низких энергиях α-частиц». Physical Review C. 77 ( 5): 055801. Bibcode : 2008PhRvC..77e5801S . doi : 10.1103/PhysRevC.77.055801 .
- ^ Вусли, С.; Янка, Х.-Т. (12 января 2006 г.). «Физика сверхновых с коллапсом ядра». Физика природы . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph/0601261 . Бибкод : 2005NatPh...1..147W . CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . дои : 10.1038/nphys172 . S2CID 118974639 .
- ^ Остли, Дейл А.; Кэрролл, Брэдли В. (2007). Введение в современную звездную астрофизику . Пирсон Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-0348-3 .
- ^ Андерсон, Скотт Р., Открытый курс: Астрономия: Лекция 19: Смерть звезд большой массы , GEM (2001)
- ^ Jump up to: а б с Райан (2010), стр. 147–148.
- ^ Jump up to: а б « Углеродная вспышка » (PDF) . Архивировано из оригинала (PDF) 6 мая 2015 г. Проверено 7 февраля 2015 г.