Ядерное горение углерода

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 Тройной альфа-процесс Гелиевая вспышка Горение углерода Углеродная детонация Горение неона Горение кремния Нейтронный захват r-процесс s-процесс Захват протонов: p-процесс rp-процесс Нейтронизация Реакции скалывания

Ядерное горение углерода — условное название ядерной реакции слияния ядер углерода-12 в недрах звёзд, с массой более 5-6 масс Солнца^[1]. Оно начинается при температуре около 8·10⁸ К и плотности порядка 10⁸ кг/м³. Далее приведены основные реакции «горения» углерода^[2].

Реакции с двухчастичным конечным состоянием:

$\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_6^{12}C} \rightarrow \mathrm{_{10}^{20}Ne} + \mathrm{_2^{4}He} + Q$, Q = 4,617 МэВ

$\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_6^{12}C} \rightarrow \mathrm{_{11}^{23}Na} + \mathrm{_1^{1}H} + Q$, Q = 2,241 МэВ

$\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_6^{12}C} \rightarrow \mathrm{_{12}^{23}Mg} + \mathrm{_0^{1}n} - Q$, Q = 2,599 МэВ

$\mathrm{_{12}^{23}Mg} \rightarrow \mathrm{_{11}^{23}Na} + e^+ + \nu_e + Q$, Q = 8,51 МэВ

$\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_6^{12}C} \rightarrow \mathrm{_{12}^{24}Mg} + \gamma + Q$, Q = 13,933 МэВ

Реакции с трёхчастичным конечным состоянием:

$\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_6^{12}C} \rightarrow \mathrm{_{8}^{16}O} + 2 \, \mathrm{_2^{4}He} - Q$, Q = 0,113 МэВ

Образованные в этих реакциях нуклиды часто захватывают высвобождающиеся протоны, нейтроны и альфа-частицы. При этом образуется алюминий, кремний и некоторые другие соседние нуклиды:

$\mathrm{_{12}^{24}Mg} + \mathrm{_1^1H} \rightarrow \mathrm{_{13}^{25}Al} + \gamma$.

См. также

• Звёздный нуклеосинтез
• Горение кремния
• Горение неона

Примечания

1. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). «Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03». Astronomy and Astrophysics Supplement 141: 371–383. DOI:10.1051/aas:2000126.
2. ↑ Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983)

Ссылки

• Распадно-синтезное преобразование элементов
• Горение углерода и кислорода
• http://www.astronet.ru/db/msg/1167293
• Происхождение звёзд и химических элементов