Ядерне горіння кремнію
Горіння кремнію — дуже короткий[1] астрофізичний процес, послідовність реакцій ядерного синтезу, що відбувається в зорях масою від 8 до 11 мас Сонця. Спалювання кремнію — остання стадія нуклеосинтезу в масивних зорях перед тим, як у них закінчується паливо, що забезпечує їм тривале перебування на головній послідовності діаграми Герцшпрунга-Расселла. Це процес набирає силу після завершення процесів згорання водню, гелію, вуглецю, неону й кисню.
Ядерне горіння кремнію починається тоді, коли гравітаційне стиснення підіймає температуру зоряної серцевини до 2,7-3,5 млрд кельвінів. Точне значення температури залежить від маси зорі. Коли фаза згорання кремнію завершується, жоден інший процес ядерного синтезу стає неможливим. Зоря катастрофічно колапсує й може вибухнути як наднова типу II.
Після завершення процесу горіння кисню серцевина зорі складається переважно з кремнію та сірки[2][3]. Якщо маса зорі достатньо велика, зоря продовжує стискуватися, доки температура не досягне діалазону 2,7-3,5 ГК (230-300 кеВ). За такої температури кремній та інші елементи можуть фотодезинтегрувати, викидаючи протон або альфа-частинку[2]. Горіння кремнію наступає після фотодезинтеграції[4]. Починається утворення нових елементів додаванням однієї з таких вивільнених альфа-частинок[2] в наступній послідовності (фотовикидання альфа-частинок не наведено):
- 28Si + 4He -> 32S
- 32S + 4He -> 36Ar
- 36Ar + 4He -> 40Ca
- 40Ca + 4He -> 44Ti
- 44Ti + 4He -> 48Cr
- 48Cr + 4He -> 52Fe
- 52Fe + 4He -> 56Ni
Ланцюг теоретично може продовжуватися, оскільки приєднання додаткових альфа-частинок залишається екзотермічним аж до олова-100. Проте кроки після нікелю-56 значно менш екзотермічні, а необхідна для реакції температура настільки висока, що фотодезінтеграція перешкоджає подальшому перебігу процесу[2].
Горіння кремнію триває приблизно день, доки його не наздоганяє ударна хвиля, що починається з колапсом центру зорі. Тоді, зі зростанням температури, горіння прискорюється й припиняється тільки тоді, коли ланцюжок реакцій доходить до нікелю-56, або тоді, коли наднова вибухає й викидає речовину, що охолоджує її. Пізніше нікель-56 розпадається спочатку на кобальт-56, а потім на залізо-56, з періодами напіврозпаду відповідно 6 і 77 діб відповідно, але це відбувається вже після завершення ядерного горіння кремнію.
Упродовж фази стиснення потенціальна енергія гравітації нагріває надра зорі до 5 ГК (430 еВ), що частково протидіє подальшому стисканню й затримує його[5]. Однак, оскільки реакції ядерного синтезу більше не генерують тепло, стиснення врешті-решт прискорюється й зоря колапсує за кілька секунд[6]. Її центральна частина стискається до нейтронного ядра, температура якого сягає 100 ГК (8,6 МеВ)[7], і яке швидко охолоджується[8] до нейтронної зорі, якщо маса зорі менша за 20M☉[6]. У діапазоні мас від 20M☉ до 40-50M☉ нейтронне ядро зрештою колапсує в чорну діру[9]. Зовнішні шари зорі розлітаються в усі боки внаслідок вибуху, відомого як наднова типу II, що триває від кількох днів до кількох місяців. Під час вибуху наднової утворюється значний потік нейтронів, що завдяки r-процесу приблизно за секунду синтезує багато елементів, важчих за залізо.
На рисунку показано енергію зв'язку в розрахунку на нуклон для різних елементів. Як видно, легкі елементи на кшталт водню вивільняють велику кількість енергії, зв'язуючись із утворенням важчих елементів. Такий процес називають ядерним синтезом. Важкі елементи, навпаки, вивільняють енергію, ділячись на легші елементи. Цей процес називають поділом ядра. У зорях швидкі процеси нуклеосинтезу проходять завдяки приєднанню до інших елементів ядер гелію (альфа-частинок). Хоча ядра з 58-а та 62-а нуклонами (залізо та нікель) мають найбільшу енергію зв'язку на нуклон, перетворення нікелю-56 (14 альфа-частинок) в цинк-60 (15 альфа-частинок) зменшує енергію зв'язку й радше поглинає енергію, а не вивільняє її. Відповідно, нікель-56 є останнім продуктом синтезу в надрах масивних зір. Розпад нікелю-56 пояснює велику кількість заліза-56, що спостерігається в метеоритах та в надрах кам'янистих планет.
- ↑ Woosley, S.; Janka, T. (2006). The physics of core collapse supernovae. arXiv:astro-ph/0601261.
{{cite arXiv}}:|arxiv=є обов'язковим параметром (довідка) - ↑ а б в г Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. с. 519–524. ISBN 9780226109534.
- ↑ Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "Hydrostatic oxygen burning in stars II. oxygen burning at balanced power", Astrophys. J. 175, 731 (1972)
- ↑ Donald D. Clayton, Principles of stellar evolution and nucleosynthesis, Chapter 7 (University of Chicago Press 1983)
- ↑ Janka, H.-Th.; Marek, A.; Martinez-Pinedo, G.; Müller, B. (4 грудня 2006). Theory of core-collapse supernovae. arXiv:astro-ph/0612072v1.
{{cite arXiv}}:|arxiv=є обов'язковим параметром (довідка) - ↑ а б Fryer, C. L.; New, K. C. B. (24 січня 2006). Gravitational Waves from Gravitational Collapse. Інститут гравітаційної фізики імені Макса Планка. Архів оригіналу за 13 грудня 2006. Процитовано 14 грудня 2006.
- ↑ Mann, Alfred K. (1997). Shadow of a star: The neutrino story of Supernova 1987A. New York: W. H. Freeman. с. 122. ISBN 978-0-7167-3097-2. Архів оригіналу за 5 травня 2008. Процитовано 19 листопада 2007.
- ↑ Bombaci, I. (1996). The Maximum Mass of a Neutron Star. Astronomy and Astrophysics. 305: 871—877. Bibcode:1996A&A...305..871B.
- ↑ Fryer, Chris L. (2003). Black Hole Formation from Stellar Collapse. Classical and Quantum Gravity. 20 (10): S73—S80. Bibcode:2003CQGra..20S..73F. doi:10.1088/0264-9381/20/10/309. S2CID 122297043. Архів оригіналу за 31 жовтня 2020. Процитовано 29 листопада 2019.
- Андрієвський С. М., Кузьменков С. Г. Термоядерні реакції за участю ядер Силіцію і синтез ядер елементів піку Феруму // Ядерна астрофізика. — Одеса : Одеський національний університет імені І. І. Мечникова, 2022. — С. 72-73. — ISBN 978-617-689-441-4.
Синтез елементів від вуглецю до заліза в масивних зорях на YouTube, канал НДІ астрономії Харківського національного університету
| Радіоактивний розпад |  | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Нуклеосинтез |
| ||||||
| Інше | |||||||
