Документ взят из кэша поисковой машины. Адрес оригинального документа : http://nuclphys.sinp.msu.ru/nuclsynt/n07.htm
Дата изменения: Thu Apr 24 12:57:46 2014
Дата индексирования: Sun Apr 10 01:51:27 2016
Кодировка: Windows-1251
Горение углерода и кислорода

7. ГОРЕНИЕ УГЛЕРОДА И КИСЛОРОДА


Рис. 25. Химический состав звезды с массой 5M в начале горения углерода. Приведено количество C, He и H в долях общей массы во внутренних областях звезды

    На рис. 25 приведен теоретически рассчитанный химический состав звезды с массой 5M в стадии, предшествующей началу горения углерода. По оси x отложена доля от полной массы звезды, отсчитываемая от центра звезды. По оси y - доля массы химических элементов - углерода, гелия и водорода. Различные теоретические модели отличаются в деталях, однако общим для них является следующее:

  1. Большая часть гелия, образовавшегося при горении водорода в центре звезды, превратилась в углерод.
  2. Несгоревший гелий содержится в относительно тонком слое звезды. Масса его не превышает 10% массы звезды.
  3. Несгоревший водород располагается во внешних областях звезды.

    В достаточно массивных звездах за фазой горения гелия следуют фазы горения углерода (Z = 6), неона (Z = 10) и кислорода (Z = 8). Поскольку эти ядра обладают достаточно большими зарядами и роль кулоновского барьера существенно возрастает, требуются более высокие температуры, достижимые лишь в массивных звездах. В массивных звездах углерод может гореть в условиях термодинамического равновесия. На рис. 26 приведены теоретические расчеты эволюции звезды с M=25M на стадии горения углерода, неона и кислорода.
    Горение углерода начинается при температуре около 8ћ108 K и плотности ~ 105 г/см3. Основные реакции горения углерода следующие:

12C + 12C

20Ne + (Q = 4.62 МэВ)
23Na + p (Q = 2.24 МэВ)
24Mg + (Q = 13.93 МэВ)
23Mg + n (Q = -2.60 МэВ)
(29)
Безымянный.gif (1234 bytes)

(T1/2 = 12.1 c)


Рис. 26. Зависимость плотности в центре звезды с массой 25M от температуры в процессе ее эволюции. Указаны времена выгорания различных элементов и нейтринная светимость Lν звезды

    Полное сечение реакции 12C + 12C измерено в лабораторных условиях, начиная с энергии 2.4 МэВ. При этой энергии сечение составляет ~ 10-8 барн. Температура горения углерода 8ћ108 K соответствует энергии E0 сталкивающихся частиц ~ 1.7 МэВ. При этой энергии экстраполированная величина сечения составляет ~ 10-13 барн. Основным продуктом горения углерода является 20Ne. При дальнейшем росте давления и температуры ядра 20Ne разрушаются в результате реакции фоторасщепления 20Ne + γ16O + α. Это происходит из-за малой энергии связи α-частицы в ядре 20Ne ( Eα(20Ne) ~ 4.73 МэВ ). Для сравнения укажем, что в ядре 16O энергия связи α-частицы составляет 7.2 МэВ.
    Следующая стадия - горение кислорода. Основные реакции:

16O + 16O

32S + γ(Q = 16.54 МэВ)
31P + p (Q = 7.68 МэВ)
31S + n (Q = 1.50 МэВ)
28Si + α(Q = 9.59 МэВ).
(30)

    Характерные особенности реакций горения углерода и кислорода следующие:

  1. Большое число различных каналов реакции.
  2. Протоны, нейтроны, γ-кванты, образующиеся в конечном состоянии, быстро вступают в новые реакции, что значительно расширяет число возможных реакций и изотопов.
  3. Основным продуктом горения углерода и кислорода является ядро 28Si, соответствующее заполненной подоболочке 1d5/2. В этом случае удельная энергия связи имеет максимум.
  4. Резкое увеличение нейтринной светимости звезды при переходе от реакций горения углерода к реакциям горения кислорода. При изменении температуры в центре звезды от 0.5ћ109 K до 2.5ћ109 K нейтринная светимость Lν для массивной звезды возрастает на 6 порядков (рис. 26).

На головную страницу

Рейтинг@Mail.ru