Proces spalania węgla - Carbon-burning process
Proces spalania węgla lub fuzja węgla to zestaw reakcji syntezy jądrowej zachodzących w jądrach masywnych gwiazd (co najmniej 8 w momencie narodzin), które łączą węgiel w inne pierwiastki. Wymaga wysokich temperatur (> 5×10 8 K lub 50 keV ) i gęstości (> 3× 109 kg/m 3 ).
Te liczby dotyczące temperatury i gęstości są jedynie wskazówką. Masywniejsze gwiazdy szybciej spalają swoje paliwo jądrowe, ponieważ muszą zrównoważyć większe siły grawitacyjne, aby utrzymać (przybliżoną) równowagę hydrostatyczną . Ogólnie oznacza to wyższe temperatury, chociaż mniejsze gęstości, niż w przypadku mniej masywnych gwiazd. Aby uzyskać właściwe wartości dla określonej masy i określonego etapu ewolucji, konieczne jest zastosowanie numerycznego modelu gwiazdy obliczonego za pomocą algorytmów komputerowych. Takie modele są nieustannie udoskonalane w oparciu o eksperymenty fizyki jądrowej (które mierzą szybkość reakcji jądrowych) i obserwacje astronomiczne (obejmujące bezpośrednią obserwację utraty masy, wykrywanie produktów jądrowych na podstawie obserwacji widmowych po rozwinięciu się stref konwekcyjnych od powierzchni do obszarów spalania syntezy jądrowej – znane jako zdarzenia wydobywcze – i w ten sposób wyprowadzają produkty jądrowe na powierzchnię, a także wiele innych obserwacji związanych z modelami).
Reakcje fuzji
Główne reakcje to:
12
6C
+ 12
6C
→ 20
10Ne
+ 4
2On
+ 4,617 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 23
11Na
+ 1
1h
+ 2,241 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 23
12Mg
+ 1 n − 2,599 MeV Alternatywnie: 12
6C
+ 12
6C
→ 24
12Mg
+
γ
+ 13,933 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 16
8O
+ 2 4
2On
− 0,113 MeV
Produkty reakcji
Tę sekwencję reakcji można rozumieć myśli dwóch oddziałujących jąder węgla jako pochodzące ze sobą w celu utworzenia stanu wzbudzonego na 24 Mg jądra, która następnie rozpada się w jednym z pięciu sposobów wymienionych powyżej. Pierwsze dwie reakcje są silnie egzotermiczne, na co wskazują uwolnione duże dodatnie energie i są najczęstszymi rezultatami interakcji. Trzecia reakcja jest silnie endotermiczna, na co wskazuje duża ujemna energia wskazująca, że energia jest raczej pochłaniana niż emitowana. To sprawia, że jest to znacznie mniej prawdopodobne, ale nadal możliwe w wysokoenergetycznym środowisku spalania węgla. Jednak produkcja kilku neutronów w tej reakcji jest ważna, ponieważ te neutrony mogą łączyć się z ciężkimi jądrami, obecnymi w niewielkich ilościach w większości gwiazd, tworząc w procesie s jeszcze cięższe izotopy .
Można się spodziewać, że czwarta reakcja będzie najczęstsza ze względu na duże uwalnianie energii, ale w rzeczywistości jest bardzo nieprawdopodobna, ponieważ zachodzi w wyniku interakcji elektromagnetycznej, ponieważ wytwarza foton promieniowania gamma, zamiast wykorzystywać silne oddziaływanie między nukleonami, jak to ma miejsce w przypadku pierwsze dwie reakcje. Nukleony wyglądają na siebie o wiele większe niż dla fotonów tej energii. Jednak 24 Mg wytworzone w tej reakcji jest jedynym magnezem pozostałym w rdzeniu po zakończeniu procesu spalania węgla, ponieważ 23 Mg jest radioaktywne.
Ostatnia reakcja jest również bardzo mało prawdopodobna, ponieważ obejmuje trzy produkty reakcji, a także jest endotermiczna — pomyśl o reakcji przebiegającej w odwrotnej kolejności, wymagałoby to, aby wszystkie trzy produkty zbiegały się w tym samym czasie, co jest mniej prawdopodobne niż w przypadku dwóch ciał interakcje.
Protony wytworzone w drugiej reakcji mogą brać udział w łańcuchowej reakcji proton-proton , czyli cyklu CNO , ale mogą być również wychwytywane przez 23 Na, tworząc jądro 20 Ne plus 4 He. W zasadzie, znaczny ułamek 23 Na wytwarzany przez drugą reakcję przyzwyczaja się w ten sposób. W gwiazdach o masie od 9 do 11 mas Słońca , tlen (O-16) wytworzony już przez fuzję helu na poprzednim etapie ewolucji gwiezdnej, całkiem dobrze przetrwa proces spalania węgla, mimo że jego część jest zużywana przez wychwytywanie He- 4 jądra. Tak więc końcowym efektem spalania węgla jest mieszanina głównie tlenu, neonu, sodu i magnezu.
Fakt, że suma masowo-energetyczna dwóch jąder węgla jest podobna do stanu wzbudzonego jądra magnezu, jest znany jako „rezonans”. Bez tego rezonansu spalanie węgla zachodziłoby tylko w temperaturach sto razy wyższych. Eksperymentalne i teoretyczne badanie takich rezonansów jest nadal przedmiotem badań. Podobny rezonans zwiększa prawdopodobieństwo wystąpienia procesu potrójnej alfa , który odpowiada za pierwotną produkcję węgla.
Straty neutrin
Straty neutrin zaczynają być głównym czynnikiem w procesach fuzji w gwiazdach w temperaturach i gęstościach spalania węgla. Chociaż główne reakcje nie angażują neutrin, reakcje uboczne, takie jak reakcja łańcuchowa proton-proton, tak. Jednak głównym źródłem neutrin w tych wysokich temperaturach jest proces w teorii kwantowej znany jako produkcja par . Wysokoenergetyczny promień gamma, który ma większą energię niż masa spoczynkowa dwóch elektronów ( równoważność masy i energii ) może oddziaływać z polami elektromagnetycznymi jąder atomowych w gwieździe i stać się parą cząstek i antycząstek elektronu i pozytonu .
Normalnie pozyton szybko anihiluje z innym elektronem, wytwarzając dwa fotony, a proces ten można bezpiecznie zignorować w niższych temperaturach. Jednak około 1 na 10 19 par produkcji kończy się słabym oddziaływaniem elektronu i pozytonu, co zastępuje je parą neutrin i antyneutrin. Ponieważ poruszają się one praktycznie z prędkością światła i bardzo słabo oddziałują z materią, te cząstki neutrin zwykle uciekają z gwiazdy bez interakcji, zabierając ich energię masową. Ta strata energii jest porównywalna z energią wyjściową z syntezy węgla.
Straty neutrin w wyniku tego i podobnych procesów odgrywają coraz większą rolę w ewolucji najbardziej masywnych gwiazd. Zmuszają gwiazdę do spalania paliwa w wyższej temperaturze, aby je zrównoważyć. Procesy fuzji są bardzo wrażliwe na temperaturę, więc gwiazda może wytwarzać więcej energii, aby utrzymać równowagę hydrostatyczną , kosztem coraz szybszego spalania kolejnych paliw jądrowych. Fuzja wytwarza mniej energii na jednostkę masy, ponieważ jądra paliwowe stają się cięższe, a rdzeń gwiazdy kurczy się i nagrzewa podczas przełączania z jednego paliwa na drugie, więc oba te procesy również znacznie skracają żywotność każdego kolejnego paliwa spalającego się w fuzji.
Aż do etapu spalania helu straty neutrin są znikome. Jednak począwszy od etapu spalania węgla, skrócenie czasu życia gwiazdy z powodu utraty energii w postaci neutrin z grubsza odpowiada zwiększonej produkcji energii spowodowanej zmianą paliwa i skurczem jądra. W kolejnych zmianach paliwa w najbardziej masywnych gwiazdach skrócenie czasu życia jest zdominowane przez straty neutrin. Na przykład gwiazdy 25 mas słonecznych wodór spala się w rdzeniu 10 na 7 lat helu do 10 6 lat i węgla tylko 10 3 lat.
Gwiezdna ewolucja
Podczas syntezy helu gwiazdy tworzą obojętne jądro bogate w węgiel i tlen. Obojętny rdzeń w końcu osiąga wystarczającą masę, aby zapaść się z powodu grawitacji, podczas gdy spalanie helu przesuwa się stopniowo na zewnątrz. Ten spadek objętości obojętnego rdzenia podnosi temperaturę do temperatury zapłonu węgla. Podniesie to temperaturę wokół rdzenia i umożliwi spalanie helu w powłoce wokół rdzenia. Na zewnątrz znajduje się kolejna skorupa spalająca wodór. Wynikające z tego spalanie węgla dostarcza energię z jądra do przywrócenia równowagi mechanicznej gwiazdy . Jednak równowaga jest tylko krótkotrwała; w gwieździe o masie 25 mas Słońca proces ten zużyje większość węgla w jądrze w ciągu zaledwie 600 lat. Czas trwania tego procesu różni się znacznie w zależności od masy gwiazdy.
Gwiazdy o masach poniżej 8-9 mas Słońca nigdy nie osiągają wystarczająco wysokiej temperatury jądra, aby spalić węgiel, zamiast tego kończą swoje życie jako białe karły węglowo-tlenowe po błyskach powłoki helowej, które delikatnie wyrzucają zewnętrzną otoczkę w mgławicy planetarnej .
W gwiazdach o masach od 8 do 12 mas Słońca, rdzeń węglowo-tlenowy znajduje się w zdegenerowanych warunkach, a zapłon węgla następuje w błysku węgla , który trwa zaledwie milisekundy i zakłóca jądro gwiazdy. W późnych stadiach tego jądrowego spalania rozwijają się masywny wiatr gwiazdowy, który szybko wyrzuca zewnętrzną powłokę mgławicy planetarnej, pozostawiając za sobą białe karzeł O-Ne-Na-Mg o masie około 1,1 mas Słońca. Rdzeń nigdy nie osiąga wystarczająco wysokiej temperatury do dalszego spalania pierwiastków cięższych niż węgiel.
Gwiazdy o masie większej niż 12 mas Słońca zaczynają spalać węgiel w niezdegenerowanym jądrze, a po wyczerpaniu węgla rozpoczynają proces spalania neonu, gdy skurcz obojętnego jądra (O, Ne, Na, Mg) wystarczająco podnosi temperaturę.
Zobacz też
- Proces alfa
- Detonacja węgla
- cykl CNO
- Proces wypalania neonów
- Reakcja łańcuchowa proton-proton
- Proces potrójnej alfa