Kärnkraftsförbränning av kisel

Den aktuella versionen av sidan har ännu inte granskats av erfarna bidragsgivare och kan skilja sig väsentligt från versionen som granskades den 8 maj 2022; verifiering kräver 1 redigering .

Kiselförbränning  är en sekvens av termonukleära reaktioner som inträffar i djupet av massiva stjärnor (minst 8–11 solmassor ), under vilka kiselkärnor omvandlas till kärnor av tyngre grundämnen. Denna process kräver en hög temperatur ( 2,7–3,5⋅10 9  K , vilket motsvarar en kinetisk energi på 230–300 keV) och densitet ( 10 5–10 6 g /  cm³ ). Kiselförbränningssteget följer väte-, helium-, kol-, neon- och syreförbränningsstegen; det är det sista steget i utvecklingen av en stjärna på grund av termonukleära processer. Efter dess fullbordande finns det inga fler tillgängliga termonukleära energikällor i stjärnans kärna, eftersom som ett resultat av kiselförbränning bildas järngruppskärnor, som har den maximala bindningsenergin per nukleon och inte längre är kapabla till termonukleära exoterma reaktioner . Upphörandet av energiutsläpp leder till förlust av stjärnkärnans förmåga att motverka trycket från de yttre lagren, till stjärnans katastrofala kollaps och utbrott av en supernova av typ II .

Kärnreaktioner

På grund av den höga temperaturen sker partiell fotosönderdelning av kiselkärnor i reaktionerna ( γ , α ) , (γ, p ) , (γ, n ) . De resulterande alfapartiklarna, protonerna och neutronerna börjar reagera med de återstående kiselkärnorna. Som ett resultat av många reaktioner bildas tyngre grundämnen, inklusive grundämnen nära järn. Exempel på sådana reaktioner är till exempel:

28 Si + 4 He ↔ 32 S + y 32 S + 4 He ↔ 36 Ar + γ 36 Ar + 4 He ↔ 40 Ca + γ 40 Ca + 4 He ↔ 44 Ti + y 44 Ti + 4 He ↔ 48 Cr + y 48 Cr + 4 He ↔ 52 Fe + y 52 Fe + 4 He ↔ 56 Ni + y

Direkt reaktion som "kisel+kisel"

28 Si + 28 Si → 56 Ni + y ( Q ≈ 10,9 MeV)

osannolikt på grund av den stora Coulomb-barriären.

Brinnande kisel i stjärnor

Kiselförbränning är det sista stadiet av termonukleär fusion i stjärnornas kärnor, den snabbaste fasen av stjärnutvecklingen. För massiva stjärnor (mer än 25 solmassor) beräknas brinntiden för kisel endast vara 1 dag. Förbränning av tyngre element sker inte, eftersom energi inte längre frigörs i sådana reaktioner, utan absorberas.

En så kort varaktighet av kärnreaktioner med tunga grundämnen förklaras inte bara av en minskning av energiutbytet per nukleon. Den övergripande höga ljusstyrkan hos massiva stjärnor påverkar, som ett resultat av vilket den utstrålade energin per massenhet är storleksordningar högre än för dvärgar som solen. Huvudfaktorn för att minska tiden för kärnreaktioner som involverar tunga grundämnen är dock den så kallade neutrinokylningen : vid temperaturer över en miljard kelvin kan kollisionen av gammastrålar med kärnor generera neutrino-antineutrino-par. Med en ytterligare temperaturökning växer andelen energi som förs bort av neutrinopar mer och mer, och för neutriner är stjärnans kärna genomskinlig (de bär bort energi utan hinder), kärnan komprimeras mer och mer, och de senast inträffade kärnreaktionerna kan ske i form av en explosion [1] .

Anteckningar

  1. ↑ Kippenhahn, R. 100 miljarder solar: Stjärnornas födelse, liv och död. - Moskva: Mir, 1988.

Länkar