Ядерные процессы
Радиоактивный распад
Альфа-распад Бета-распад Кластерный распад Двойной бета-распад Электронный захват Двойной электронный захват Гамма-излучение Внутренняя конверсия Изомерный переход Нейтронный распад Позитронный распад Протонный распад Спонтанное деление
Нуклеосинтез
Термоядерная реакция Протон-протонный цикл CNO-цикл Ядерное горение дейтерия Ядерное горение лития Тройная гелиевая реакция Гелиевая вспышка Ядерное горение углерода Углеродная детонация Ядерное горение неона Ядерное горение кислорода Нейтронный захват r-процесс s-процесс Захват протонов: p-процесс rp-процесс Нейтронизация Реакции скалывания Взрывной нуклеосинтез

Горе́ние кре́мния — последовательность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звёзд (минимум 8—11 солнечных масс ), в ходе которой происходит превращение ядер кремния в ядра более тяжёлых элементов. Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры ( 2,7—3,5⋅10 ⁹ K , что соответствует кинетической энергии 230—300 кэВ) и плотности ( 10 ⁵ — 10 ⁶ г/см³ ). Стадия горения кремния следует за стадиями горения водорода, гелия, углерода, неона и кислорода; она является финальной стадией эволюции звезды за счёт термоядерных процессов. После её окончания в ядре звезды больше не остаётся доступных термоядерных источников энергии, поскольку в результате горения кремния образуются ядра группы железа, которые имеют максимальную энергию связи на один нуклон и более неспособны к термоядерным экзотермическим реакциям. Прекращение энерговыделения приводит к потере способности звёздного ядра противодействовать давлению внешних слоёв, к катастрофическому коллапсу звезды и вспышке сверхновой типа II .

Ядерные реакции

За счёт высокой температуры происходит частичная фотодезинтеграция ядер кремния в реакциях ( γ , α ) , (γ, p ) , (γ, n ) . Образовавшиеся в результате альфа-частицы, протоны и нейтроны начинают реагировать с оставшимися ядрами кремния. В результате множества реакций образуются более тяжёлые элементы, в том числе элементы около железа. Примерами таких реакций, например, являются:

²⁸ Si + ⁴ He ↔ ³² S + γ

³² S + ⁴ He ↔ ³⁶ Ar + γ

³⁶ Ar + ⁴ He ↔ ⁴⁰ Ca + γ

⁴⁰ Ca + ⁴ He ↔ ⁴⁴ Ti + γ

⁴⁴ Ti + ⁴ He ↔ ⁴⁸ Cr + γ

⁴⁸ Cr + ⁴ He ↔ ⁵² Fe + γ

⁵² Fe + ⁴ He ↔ ⁵⁶ Ni + γ

Прямая реакция типа «кремний+кремний»

²⁸ Si + ²⁸ Si → ⁵⁶ Ni + γ ( Q ≈ 10,9 МэВ)

маловероятна из-за большого кулоновского барьера.

Горение кремния в звёздах

Горение кремния это конечная стадия термоядерного синтеза в ядрах звёзд, самая быстрая фаза звездной эволюции. Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения кремния оценивается всего в 1 день. Горение более тяжёлых элементов не происходит, поскольку при таких реакциях энергия уже не выделяется, а поглощается.

Такая малая продолжительность ядерных реакций с тяжёлыми элементами объясняется не только уменьшением энергетического выхода в пересчёте на нуклон. Сказывается общая большая светимость массивных звёзд, в результате чего излучаемая энергия на единицу массы на порядки выше, чем у карликов типа Солнца. Однако основным фактором сокращения времени ядерных реакций с участием тяжёлых элементов является так называемое нейтринное охлаждение : при температурах более миллиарда кельвинов столкновение гамма-квантов с ядрами может порождать пары нейтрино-антинейтрино. С дальнейшим ростом температур доля энергии, уносимая нейтринными парами всё больше растёт, причём для нейтрино ядро звезды прозрачно (они беспрепятственно уносят энергию), ядро всё больше сжимается, и последние происходящие ядерные реакции могут происходить в форме взрыва .

Примечания

Ссылки

• — Научная сеть
• — Б.C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутынь
• Arnett, W. D., / Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 35, Oct. 1977, p. 145—159 (англ.)
• , 1968 — Figure 7.7, page 533 (англ.)
• Hix, W. Raphael; Thielemann, Friedrich-Karl (1 April 1996). . The Astrophysical Journal . 460 : 869. arXiv : . Bibcode : . doi : . Дата обращения: 29 июля 2015 .