Процесс сжигания кислорода
Набор реакций ядерного синтеза

Процесс горения кислорода представляет собой набор реакций ядерного синтеза , которые происходят в массивных звездах, которые израсходовали более легкие элементы в своих ядрах. Горению кислорода предшествует процесс горения неона , а за ним следует процесс горения кремния . По мере завершения процесса горения неона ядро ​​звезды сжимается и нагревается до тех пор, пока не достигнет температуры воспламенения для горения кислорода. Реакции горения кислорода похожи на реакции горения углерода; однако они должны происходить при более высоких температурах и плотностях из-за большего кулоновского барьера кислорода.

Реакции

Кислород воспламеняется в диапазоне 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 канал дейтрона открыт (при высоких температурах): [3]

16
8О
 		+ 16
8О
 		→ 28
14Си
 		+ 4
2Он
 		+ 9,593  МэВ  (34%)
   → 31
15П
 		+ 1
1ЧАС
 		+ 7,676  МэВ  (56%)
   → 31
16С
 		+ 
н
 		+ 1,459  МэВ (5%)
   → 30
14Си
 		+ 2 1
1ЧАС
 		+ 0,381  МэВ
   → 30
15П
 		+ 2
1Д
 		− 2,409  МэВ (5%)
Альтернативно: [5] [6] [7] [8] [9]
   → 32
16С
 		+ 
γ
+16,539 МэВ
   → 24
12Мг
 		+ 2 4
2Он
−0,393 МэВ

Около 2×10 9  K скорость реакции горения кислорода составляет приблизительно 2,8×10 −12 ( T 9 /2) 33 [ необходимо уточнение ] , [3] [5] где T 9 — температура в миллиардах кельвинов . В целом, основными продуктами процесса горения кислорода являются [3] 28 Si, 32,33,34 S, 35,37 Cl, 36,38 Ar, 39,41 K и 40,42 Ca. Из них 28 Si и 32 S составляют 90% окончательного состава. [3] Кислородное топливо в ядре звезды истощается через 0,01–5 лет, в зависимости от массы звезды и других параметров. [1] [3] Процесс горения кремния , который следует за этим, создает железо, но это железо не может реагировать дальше, чтобы создать энергию для поддержания звезды.

В процессе горения кислорода, идущего наружу, есть оболочка горения кислорода, за которой следуют неоновая оболочка, углеродная оболочка, гелиевая оболочка и водородная оболочка. Процесс горения кислорода является последней ядерной реакцией в ядре звезды, которая не идет через альфа-процесс .

Предварительное кислородное горение

Хотя 16 O легче неона, горение неона происходит раньше горения кислорода, поскольку 16 O является дважды магическим ядром и, следовательно, чрезвычайно стабильным. По сравнению с кислородом, неон гораздо менее стабилен. В результате горение неона происходит при более низких температурах, чем 16 O +  16 O. [9] Во время горения неона кислород и магний накапливаются в ядре звезды. В начале горения кислорода кислорода в ядре звезды много из-за процесса горения гелия ( 4 He(2α,γ) 12 C(α,γ) 16 O), процесса горения углерода ( 12 C( 12 C,α) 20 Ne, 12 C(α,γ) 16 O) и процесса горения неона ( 20 Ne(γ,α) 16 O). Реакция 12 C(α,γ) 16 O оказывает существенное влияние на скорости реакции при горении кислорода, поскольку в результате образуется большое количество 16 O. [3]

Конвективно-ограниченное пламя и внецентренное воспламенение кислорода

Для звезд с массой более 10,3 солнечных масс кислород воспламеняется в ядре или не воспламеняется вообще. Аналогично, для звезд с массой менее 9 солнечных масс (без аккреции дополнительной массы) кислород воспламеняется в ядре или не воспламеняется вообще. Однако в диапазоне 9–10,3 солнечных масс кислород воспламеняется вне центра.

Для звезд в этом диапазоне масс горение неона происходит в конвективной оболочке, а не в ядре звезды. Для конкретного примера звезды массой 9,5 солнечных процесс горения неона происходит в оболочке примерно в 0,252 солнечных масс (~1560 километров) от центра. От вспышки зажигания конвективная зона неона простирается дальше до 1,1 солнечных масс с пиковой мощностью около 10 36  Вт. Всего через месяц мощность снижается до примерно 10 35  Вт и остается на этом уровне около 10 лет. После этой фазы неон в оболочке истощается, что приводит к большему внутреннему давлению на звезду. Это повышает температуру оболочки до 1,65 миллиарда кельвинов. Это приводит к горению неона, конвективно связанному фронту пламени, который движется к ядру. Движение пламени в конечном итоге приводит к горению кислорода. Примерно через 3 года температура пламени достигает около 1,83 миллиарда кельвинов, что позволяет начать процесс горения кислорода. Это происходит примерно за 9,5 лет до развития железного ядра. Подобно началу горения неона, горение кислорода вне центра начинается с другой вспышки. Затем конвективно горящее пламя возникает из-за горения как неона, так и кислорода по мере продвижения к ядру, в то время как оболочка, горящая кислородом, непрерывно уменьшается в массе. [8]

Потери нейтрино

В процессе горения кислорода потеря энергии из-за испускания нейтрино становится существенной. Из-за большой потери энергии кислород должен гореть при температурах выше миллиарда кельвинов, чтобы поддерживать давление излучения, достаточно сильное, чтобы выдерживать звезду против гравитации. Кроме того, две реакции захвата электронов [ уточнить ] (которые производят нейтрино) становятся значимыми, когда плотность материи достаточно высока (ρ > 2×10 7  г/см 3 ). Из-за этих факторов временные рамки горения кислорода намного короче для тяжелых, плотных звезд. [7]

Взрывное горение кислорода

Процесс горения кислорода может происходить в гидростатических и взрывных условиях. Продукты взрывного горения кислорода аналогичны продуктам гидростатического горения кислорода. Однако устойчивое горение кислорода сопровождается множеством захватов электронов, тогда как взрывное горение кислорода сопровождается значительно большим присутствием реакций фотораспада . В диапазоне температур (3–4)×10 9 К фотораспад и синтез кислорода происходят со сравнимыми скоростями реакций. [3]

Сверхновые с парной нестабильностью

Очень массивные (140–260 солнечных масс) звезды населения III могут стать нестабильными во время горения кислорода в ядре из-за образования пар . Это приводит к термоядерному взрыву, который полностью разрушает звезду. [2] [6]

Ссылки

  1. ^ ab El Eid, MF, BS Meyer и L.‐S. The. «Эволюция массивных звезд до конца горения центрального кислорода». ApJ The Astrophysical Journal 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 21 июля 2004 г. Web. 8 апреля 2016 г.
  2. ^ ab Hirschi. "Эволюция и нуклеосинтез очень массивных звезд". arXiv:1409.7053v1 [astro-ph.SR] 24 сентября 2014 г.
  3. ^ abcdefgh Вусли, Хегер и Уивер. «Эволюция массивных звезд». Reviews of Modern Physics, том 74, октябрь 2002 г.
  4. ^ Клейтон, Дональд. Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза, (1983).
  5. ^ ab Caughlan и Fowler. «Скорости термоядерных реакций». Atomic Data and Nuclear Data Tables, 40, 283–334 (1988).
  6. ^ ab Kasen, Woosley и Heger. "Парная нестабильность сверхновых: кривые света, спектры и прорыв ударной волны". The Astrophysical Journal 734:102, 20 июня 2011 г.
  7. ^ ab Кэрролл, Брэдли У. и Дейл А. Остли. «Введение в современную астрофизику». Сан-Франциско, Pearson Addison-Wesley, 2007.
  8. ^ ab SE Woosley и Alexander Heger. «Замечательные смерти звезд массой 9–10 солнечных». arXiv:1505.06712v1. Май 2015 г.
  9. ^ Лонгэр, Малкольм. «Астрофизика высоких энергий», 3-е издание, (2011).
  • Синтез углерода и кислорода / The Astrophysics spectator, 2005
  • Арнетт, У. Д. Продвинутая эволюция массивных звезд. VI – Горение кислорода / Астрофизический журнал, т. 194, 1 декабря 1974 г., ч. 1, стр. 373–383.
Взято с "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Процесс_горения_кислорода&oldid=1137641724"