Ядерне горіння вуглецю: відмінності між версіями
Перейти до навігації
Перейти до пошуку
[неперевірена версія] | [неперевірена версія] |
Вилучено вміст Додано вміст
Jarozwj (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
Jarozwj (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
||
Рядок 20: | Рядок 20: | ||
: <math>\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_6^{12}C} \rightarrow \mathrm{_{8}^{16}O} + 2 \, \mathrm{_2^{4}He} - Q</math>, Q = 0,113 МеВ |
: <math>\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_6^{12}C} \rightarrow \mathrm{_{8}^{16}O} + 2 \, \mathrm{_2^{4}He} - Q</math>, Q = 0,113 МеВ |
||
Утворені в цих реакціях [[нуклід]]и часто захоплюють вивільнені [[протон]]и, [[нейтрон]]и та [[Альфа-частинка|альфа-частинки]]. |
|||
{{перекладаю}} |
{{перекладаю}} |
Версія за 07:52, 19 серпня 2015
Ядерне горіння вуглецю — умовна назва ядерної реакції злиття ядер вуглецю-12 в надрах зір, з масою понад 5-6 мас Сонця[1]. Воно починається при температурі близько 8× 108 К і густині порядку 108 кг/м3. Далі наведені основні реакції «горіння» вуглецю[2].
Реакції з двохчастинним кінцевим станом:
- , Q = 4,617 МеВ
- , Q = 2,241 МеВ
- , Q = 2,599 МеВ
- , Q = 8,51 МеВ
- , Q = 13,933 МеВ
Реакції з трьохчастинним кінцевим станом:
- , Q = 0,113 МеВ
Утворені в цих реакціях нукліди часто захоплюють вивільнені протони, нейтрони та альфа-частинки.
Цю статтю перекладають з іншої мови. Будь ласка, не редагуйте її, оскільки Ваші зміни можуть бути втрачені. Якщо ця стаття не редагувалася кілька днів, будь ласка, приберіть цей шаблон. Це повідомлення призначене для уникнення конфліктів редагування. Останнє редагування зробив користувач Jarozwj (внесок, журнали) о 07:52 UTC (4559435 хвилин тому). |
Примітки
- ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 Msun, and from Z=0.0004 to 0.03. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141: 371—383. doi:10.1051/aas:2000126.
- ↑ Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983)