Из Википедии, бесплатной энциклопедии
  (Перенаправлено с сжигания углерода )
Перейти к навигации Перейти к поиску
«Сжигание углерода» перенаправляется сюда. Для химии горения углеродных соединений см горение .

Процесс сжигания углерода или синтез углерода - это набор реакций ядерного синтеза, которые происходят в ядрах массивных звезд (по крайней мере, 8 при рождении), которые объединяют углерод с другими элементами. Для этого требуются высокие температуры (> 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 низкие плотности, чем для менее массивных звезд. [2] Чтобы получить правильные цифры для определенной массы и определенной стадии эволюции, необходимо использовать численную модель звезды, рассчитанную с помощью компьютерных алгоритмов. [3] Такие модели постоянно совершенствуются на основе ядерной физики.эксперименты (которые измеряют скорость ядерных реакций) и астрономические наблюдения (которые включают прямое наблюдение за потерей массы, обнаружение ядерных продуктов по спектральным наблюдениям после того, как зоны конвекции развиваются от поверхности до областей сгорания термоядерного синтеза - известные как события драгирования - и таким образом приносят ядерные продукты на поверхность и многие другие наблюдения, относящиеся к моделям). [4]

Реакции синтеза [ править ]

Основные реакции: [5]

12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 20
10Ne
 		+ 4
2Он
 		+ 4,617  МэВ
12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 23
11Na
 		+ 1
1ЧАС
 		+ 2,241  МэВ
12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 23
12Mg
 		+ 1 п - 2,599  МэВ
Альтернативно:
12
6C
 		+ 12
6C
 		→ 24
12Mg
 		+ 
γ
 		+ 13,933  МэВ
12 6C + 12 6C → 16 8О + 2 4 2Он - 0,113  МэВ

Продукты реакции [ править ]

Эта последовательность реакций может быть понята в виде двух взаимодействующих ядер углерода, собираюсь вместе , чтобы сформировать возбужденное состояние в 24 Mg ядра, которое затем распадается в одном из пяти способов , перечисленных выше. [6] Первые две реакции являются сильно экзотермическими, на что указывает выделяющаяся большая положительная энергия, и они являются наиболее частыми результатами взаимодействия. Третья реакция является сильно эндотермической, на что указывает большая отрицательная энергия, указывающая на то, что энергия скорее поглощается, чем испускается. Это делает его гораздо менее вероятным, но все же возможным в высокоэнергетической среде сжигания углерода. [5]Но производство нескольких нейтронов этой реакцией 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 самой распространенной из-за ее большого выделения энергии, но на самом деле она крайне маловероятна, потому что она протекает через электромагнитное взаимодействие [5], поскольку она производит гамма-фотон, а не использует сильное взаимодействие между нуклонами. как и первые две реакции. Нуклоны выглядят намного больше друг для друга, чем для фотонов этой энергии. Однако 24 Mg, образующиеся в этой реакции, являются единственным магнием, оставшимся в активной зоне, когда процесс сжигания углерода заканчивается, поскольку 23 Mg радиоактивен.

Последняя реакция также очень маловероятна, поскольку она включает в себя три продукта реакции [5], а также является эндотермической - подумайте о реакции, протекающей в обратном порядке, для этого потребовалось бы, чтобы все три продукта сходились одновременно, что менее вероятно, чем двухчастные взаимодействия.

Протоны, образующиеся во второй реакции, могут принимать участие в протон-протонной цепной реакции или цикле CNO , но они также могут быть захвачены 23 Na с образованием 20 Ne плюс ядро 4 He. [5] Фактически, значительная часть 23 Na, полученного во второй реакции, расходуется таким образом. [6] В звездах с массой от 9 до 11 солнечных масс кислород (O-16), уже произведенный синтезом гелия на предыдущей стадии звездной эволюции, довольно хорошо переживает процесс сжигания углерода, несмотря на то, что часть его расходуется на захват ядер He-4. [1] [8]Таким образом, конечным результатом сжигания углерода является смесь в основном кислорода, неона, натрия и магния. [3] [5]

Тот факт, что сумма массы и энергии двух ядер углерода аналогична сумме возбужденного состояния ядра магния, известен как «резонанс». Без этого резонанса горение углерода могло бы происходить только при температурах в сто раз выше. Экспериментальное и теоретическое исследование таких резонансов до сих пор остается предметом исследований. [9] Подобный резонанс увеличивает вероятность тройного альфа-процесса , который отвечает за первоначальное производство углерода.

Потери нейтрино [ править ]

Потери нейтрино начинают становиться основным фактором в процессах синтеза в звездах при температурах и плотностях горения углерода. Хотя в основных реакциях нейтрино не участвуют, побочные реакции, такие как протон-протонная цепная реакция, участвуют . Но главный источник нейтрино при таких высоких температурах связан с процессом в квантовой теории, известным как рождение пар . Гамма-излучение высокой энергии, имеющее 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 из электрона и позитрона. .

Обычно позитрон быстро аннигилирует с другим электроном, производя два фотона, и этим процессом можно спокойно пренебречь при более низких температурах. Но примерно 1 из 10 19 парных образований [2] заканчиваются слабым взаимодействием электрона и позитрона, которое заменяет 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. Эта потеря энергии сопоставима с выходом энергии от плавления 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 термоядерного синтеза очень чувствительны к температуре, поэтому звезда может производить больше энергии для поддержания гидростатического равновесия за счет более быстрого сжигания следующих друг за другом ядерных топлив. Термоядерный синтез производит меньше энергии на единицу массы, поскольку ядра топлива становятся более тяжелыми, а ядро ​​звезды сжимается и нагревается при переключении с одного топлива на другое, поэтому оба эти процесса также значительно сокращают срок службы каждого последующего сжигаемого термоядерным топливом.

Вплоть до стадии горения гелия потери нейтрино незначительны. Но начиная со стадии сжигания углерода и далее сокращение срока службы звезды из-за потери энергии в форме нейтрино примерно соответствует увеличению производства энергии из-за замены топлива и сжатия ядра. При последовательной смене топлива в наиболее массивных звездах сокращение времени жизни определяется потерями нейтрино. Например, звезда с массой 25 солнечных масс сжигает водород в ядре 10 7 лет, гелий 10 6 лет и углерод всего 10 3 лет. [10]

Звездная эволюция [ править ]

Основная статья: Звездная эволюция

Во время синтеза гелия звезды образуют инертное ядро, богатое углеродом и кислородом. Инертное ядро ​​в конечном итоге достигает массы, достаточной для коллапса под действием гравитации, в то время как горящий гелий постепенно перемещается наружу. Это уменьшение инертного объема активной зоны повышает температуру до температуры воспламенения углерода. Это повысит температуру вокруг активной зоны и позволит гелию гореть в оболочке вокруг активной зоны. [11] Снаружи находится еще одна оболочка, сжигающая водород. В результате сжигание углерода обеспечивает энергию ядра для восстановления механического равновесия звезды.. Однако баланс недолговечен; у звезды с массой 25 солнечных масс в процессе будет израсходована большая часть углерода в ядре всего за 600 лет. Продолжительность этого процесса существенно варьируется в зависимости от массы звезды. [12]

Звезды с массой ниже 8–9 солнечных никогда не достигают достаточно высокой температуры ядра, чтобы сжигать углерод, вместо этого заканчивая свою жизнь в виде углеродно-кислородных белых карликов после того, как вспышки гелиевого оболочки мягко вытесняют внешнюю оболочку планетарной туманности . [3] [13]

У звезд 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 ядро ​​звезды. [14] На поздних стадиях этого ядерного горения у них развивается массивный звездный ветер, который быстро выбрасывает внешнюю оболочку планетарной туманности, оставляя после себя ядро белого карлика O-Ne-Na-Mg с массой около 1,1 солнечной массы. [3] Ядро никогда не достигает достаточно высокой температуры для дальнейшего сжигания плавлением более тяжелых элементов, чем углерод. [13]

Звезды с массой более 12 солнечных масс начинают гореть углерод в невырожденном ядре, [14] и после исчерпания углерода продолжаются процесс горения неона, как только сжатие инертного (O, Ne, Na, Mg) ядра повышает температуру в достаточной степени. . [13]

См. Также [ править ]

  • Альфа-процесс
  • Углеродная детонация
  • Цикл CNO
  • Процесс горения неона
  • Протон-протонная цепная реакция
  • Тройной альфа-процесс

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б Райан, Шон Дж .; Нортон, Эндрю Дж. (2010). Звездная эволюция и нуклеосинтез . Издательство Кембриджского университета . п. 135. ISBN 978-0-521-13320-3.
  2. ^ a b c Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . ISBN 978-0-226-10953-4.
  3. ^ а б в г Сисс Л. (2007). «Эволюция массивных звезд AGB. I. Фаза горения углерода» . Астрономия и астрофизика . 476 (2): 893–909. Бибкод : 2006A & A ... 448..717S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053043 .
  4. ^ Эрнандес, G .; и другие. (Декабрь 2006 г.). "Рубидиевые асимптотические звезды-гиганты-ветви". Наука . 314 (5806): 1751–1754. arXiv : astro-ph / 0611319 . Bibcode : 2006Sci ... 314.1751G . DOI : 10.1126 / science.1133706 . PMID 17095658 . 
  5. ^ a b c d e f де Лур, Камиэль WH; К. Дум (1992). Камиэль WH де Лур (ред.). Строение и эволюция одиночных и двойных звезд . Библиотека астрофизики и космической науки. Springer. С. 95–97. ISBN 978-0-7923-1768-5.
  6. ^ a b Роуз, Уильям К. (1998). Продвинутая звездная астрофизика . Издательство Кембриджского университета. С. 227–229. ISBN 978-0-521-58833-1.
  7. ^ Rose (1998), стр. 229-234
  8. ^ Camiel (1992), pp.97-98
  9. ^ Strandberg, E .; и другие. (Май 2008 г.). « 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. ^ Woosley, S .; Янка, Х.-Т. (12 января 2006 г.). "Физика сверхновых с коллапсом ядра". Физика природы . 1 (3): 147–154. arXiv : astro-ph / 0601261 . Bibcode : 2005NatPh ... 1..147W . CiteSeerX 10.1.1.336.2176 . DOI : 10.1038 / nphys172 . 
  11. ^ Остли, Дейл А .; Кэрролл, Брэдли В. (2007). Введение в современную звездную астрофизику . Пирсон Аддисон-Уэсли. ISBN 978-0-8053-0348-3.
  12. ↑ Андерсон, Скотт Р., Открытый курс: Астрономия: Лекция 19: Смерть звезд большой массы , GEM (2001)
  13. ^ a b c Райан (2010), стр 147–148
  14. ^ a b " Углеродная вспышка " (PDF) . Архивировано из оригинального (PDF) 06.05.2015 . Проверено 7 февраля 2015 .