Вуглецева детонація

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до навігації Перейти до пошуку

Вуглецева детонація — початок ядерного горіння вуглецю у виродженому ядрі зорі, що має вибухоподібний характер. Аналог гелієвого спалаху у менш масивних зір.

Процес[ред. | ред. код]

Зоря у якої недостатньо маси для запуску "горіння" важчих елементів, або перетворення у нейтронну зорю чи наднову, стає киснево-вуглецевим білим карликом.

У подвійній системі внаслідок перетікання речовини з зорі-супутника, карлик може досягнути 1,4 сонячних мас, що провокує реакції нуклеосинтезу [1]:

Механізм виникнення[ред. | ред. код]

Вважається, що вуглецева детонація відбувається у випадку акреції на білі карлики з масами, близькими до межі Чандрасекара, і є одним з механізмів утворення наднових типу Ia[2]. Також, у деяких випадках, є кінцевою стадією еволюції зір із масою від 3—6 до 8—10 M, однак це питання остаточно не з'ясовано[3]. Втім, припущення про те, що вуглецева детонація може призвести в цьому випадку до спалаху наднової типу II[4][5], піддається сумніву[ким?]. У відповідності до деяких моделей під час вуглецевої детонації в ядрах таких зір можливе швидке зняття виродження з продовженням подальшої еволюції зорі[6].

Зорі головної послідовності знаходяться у стані термодинамічної рівноваги: локальне підвищення температури спричиняє збільшення об'єму зорі, внаслідок якого температура спадає.

Але у білих карликах рівновага підтримується за рахунок квантового ефекту виродженого газу і не залежить від температури. Тому в них відсутній механізм підтримання рівноваги при термоядерній реакції, внаслідок чого вона протікає вибухоподібно.

Див. також[ред. | ред. код]

Джерела[ред. | ред. код]

  1. Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. А. Нуклеосинтез во Вселенной. — М. : Изд-во Московского университета, 1998.(рос.)
  2. Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Type Ia Supernova Explosion Models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 2000. — Т. 38 (Sep). — С. 191–230. — ISSN 1545-4282. — arXiv:astro-ph/0006305. — DOI:10.1146/annurev.astro.38.1.191.(англ.)
  3. Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 142—144. — ISBN 966-613-263-X.
  4. Arnett, W. David (1969). A Possible Model of Supernovae: Detonation of 12C. Astrophysics and Space Science 5: 180–212. Архів оригіналу за 2 вересня 2017. Процитовано 23 вересня 2011. «An explosive instability due to ignition and detonation of 12C+12C develops at a central density ϱc ∼ 2 × 109. Subsequent hydrodynamic expansion is computed; final velocities of expansion up to v∼20 000 km/sec are found. The star is totally disrupted; no condensed remnant is left.» (англ.)
  5. Fujimoto, M.Y. et al. (Nov 1976). Dynamical instability of the envelope of red supergiants and the lower mass limit for carbon detonation supernovae. Astrophysics and Space Science 45: 71–77. Архів оригіналу за 30 серпня 2017. Процитовано 6 червня 2022. (англ.)
  6. В. А. Батурин, И. В. Миронова. Схема эволюции одиночной звезды. Эволюция звезд с высокой массой. Звезды: их строение, жизнь и смерть. «Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда.» (рос.)