Процесс горения кремния

В астрофизике , горение кремния является очень кратко ^[1] последовательностью ядерного синтеза реакций , которые происходят в массивных звездах с минимумом около 8-11 масс Солнца. Сжигание кремния - заключительная стадия синтеза массивных звезд, у которых закончилось топливо, питающее их долгую жизнь 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 миллиарда кельвинов ( ГК ). Точная температура зависит от массы. Когда звезда завершит фазу горения кремния, дальнейший синтез невозможен. Звезда катастрофически коллапсирует и может взорваться, превратившись в сверхновую типа II .

Последовательность ядерного синтеза и фотораспад кремния [ править ]

После того, как звезда завершает процесс сжигания 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 этих температурах кремний и другие элементы могут фоторазложиться , испуская протон или альфа-частицу. ^[2] Горение кремния происходит путем фотораспадающейся перегруппировки, ^[4] которая создает новые элементы путем добавления одной из этих освобожденных альфа-частиц ^[2] (эквивалент ядра гелия) на шаг захвата в следующей последовательности (фотоэжекция альфа-частиц не показана) :

²⁸ ₁₄Si	+	⁴ ₂Он	→	³² ₁₆S
³² ₁₆S	+	⁴ ₂Он	→	³⁶ ₁₈Ar
³⁶ ₁₈Ar	+	⁴ ₂Он	→	⁴⁰ ₂₀Ca
⁴⁰ ₂₀Ca	+	⁴ ₂Он	→	⁴⁴ ₂₂Ti
⁴⁴ ₂₂Ti	+	⁴ ₂Он	→	⁴⁸ ₂₄Cr
⁴⁸ ₂₄Cr	+	⁴ ₂Он	→	⁵² ₂₆Fe
52 26Fe	+	4 2Он	→	56 28Ni
56 28Ni	+	4 2Он	→	60 30Zn	^{[nb 1]}

Последовательность горения кремния длится около суток, прежде чем на него ударит ударная волна, вызванная коллапсом ядра. Затем горение становится намного более быстрым при повышенной температуре и прекращается только тогда, когда цепь перегруппировки превращается в никель-56 или останавливается выбросом сверхновой и охлаждением. Звезда больше не может выделять энергию посредством ядерного синтеза, потому что ядро с 56 нуклонами имеет самую низкую массу на нуклон из всех элементов в последовательности альфа-процесса. Только минуты доступны никелю-56 для распада в ядре массивной звезды и только секунды, если он находится в выбросе. У звезды закончилось ядерное топливо, и через несколько минут ее ядро начинает сокращаться.

Во время этой фазы сжатия потенциальная энергия гравитационного сжатия нагревает внутреннюю часть до 5 ГК (430 кэВ), что препятствует сжатию и задерживает его. Однако, поскольку никакая дополнительная тепловая энергия не может быть произведена в результате новых реакций синтеза, окончательное безальтернативное сжатие быстро перерастает в коллапс, продолжающийся всего несколько секунд. Центральная часть звезды теперь раздроблена либо на нейтронную звезду, либо, если звезда достаточно массивна, на черную дыру . Внешние слои звезды взорваны взрывом, известным как сверхновая типа II. это длится от нескольких дней до нескольких месяцев. Взрыв сверхновой выпускает большой всплеск нейтронов, который может синтезировать примерно за одну секунду примерно половину запасов элементов во Вселенной, которые тяжелее железа, посредством быстрой последовательности захвата нейтронов, известной как r -процесс (где " r "означает" быстрый "захват нейтронов).

Связующая энергия [ править ]

Кривая энергии связи

На приведенном выше графике показана энергия связи на нуклон различных элементов. Как можно видеть, легкие элементы, такие как водород, выделяют большое количество энергии (большое увеличение энергии связи) при объединении с образованием более тяжелых элементов - в процессе синтеза. И наоборот, тяжелые элементы, такие как уран, выделяют энергию при расщеплении на более легкие элементы - процесс ядерного деления . В звездах быстрый нуклеосинтез происходит за счет добавления ядер гелия (альфа-частиц) к более тяжелым ядрам. Хотя ядра с 58 ( железо-58 ) и 62 ( никель-62) нуклоны имеют самую высокую энергию связи на нуклон, превращая никель-56 (14 альфа) в следующий элемент, цинк-60 (15 альфа), вызывает уменьшение энергии связи на нуклон и фактически потребляет энергию, а не высвобождает ее. Соответственно, никель-56 - последний продукт термоядерного синтеза, образующийся в ядре крупной звезды. Распад никеля-56 объясняет большое количество железа-56, обнаруженного в металлических метеоритах и ядрах каменистых планет.

См. Также [ править ]

Альфа-нуклид
Альфа-процесс
Звездная эволюция
Нуклеосинтез сверхновой
Захват нейтронов:
- р-процесс
- r -процесс
- s -процесс

Заметки [ править ]

^ Энергия производится в изолированной реакции синтеза никеля-56 с гелием-4, но производство последнего (путем фотодезинтеграции более тяжелых ядер) является дорогостоящим и потребляет энергию, вызывая прекращение альфа-накопления никеля из-за существенного Дело в том, что никель-56 имеет меньшую энергию связи нуклонов, чем цинк-60.

Ссылки [ править ]

^ Woosley, S .; Янка, Т. (2006). «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 .
^ a b c Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . С. 519–524 . ISBN 9780226109534.
^ Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "Гидростатическое горение кислорода в звездах II. Кислород, горящий при сбалансированной мощности", Astrophys. J. 175, 731 (1972)
^ Дональд Д. Клейтон, Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза , Глава 7 (University of Chicago Press, 1983)

Внешние ссылки [ править ]

Звездная эволюция: жизнь и смерть наших светлых соседей, Артур Холланд и Марк Уильямс из Мичиганского университета
Эволюция и смерть звезд, Ян Шорт
Происхождение тяжелых элементов , с помощью университета Тафтса
Глава 21: Звездные взрывы , Дж. Германн
Арнетт У.Д. Продвинутая эволюция массивных звезд. VII - Горение кремния / Серия дополнений к астрофизическому журналу, т. 35, октябрь 1977 г., стр. 145–159.
Хикс, В. Рафаэль; Тилеманн, Фридрих-Карл (1 апреля 1996 г.). «Горение кремния. I. Нейтронизация и физика квазиравновесия» . Астрофизический журнал . 460 : 869. arXiv : astro-ph / 9511088v1 . Bibcode : 1996ApJ ... 460..869H . DOI : 10.1086 / 177016 . Проверено 29 июля 2015 года .

[5] Энергия производится в изолированной реакции синтеза никеля-56 с гелием-4, но производство последнего (путем фотодезинтеграции более тяжелых ядер) является дорогостоящим и потребляет энергию, вызывая прекращение альфа-накопления никеля из-за существенного Дело в том, что никель-56 имеет меньшую энергию связи нуклонов, чем цинк-60.

[WoosleyJanka-1] Woosley, S .; Янка, Т. (2006). «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 .

[Clayton-2] Клейтон, Дональд Д. (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Издательство Чикагского университета . С. 519–524 . ISBN 9780226109534.

[3] Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "Гидростатическое горение кислорода в звездах II. Кислород, горящий при сбалансированной мощности", Astrophys. J. 175, 731 (1972)

[4] Дональд Д. Клейтон, Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза , Глава 7 (University of Chicago Press, 1983)

[1]