Kärnkraftsförbränning av kol

Kärnförbränning av kol  är det konventionella namnet för kärnfusionsreaktionen av kol-12- kärnor i det inre av stjärnor med en massa på mer än 5-6 solmassor [1] . Den börjar vid en temperatur på cirka 8⋅10 8 K och en densitet på cirka 10 8 kg/m 3 . Följande är huvudreaktionerna vid "förbränning" av kol [2] .

Reaktioner med ett sluttillstånd med två partiklar:

Q = 4,617 MeV Q = 2,241 MeV Q = 2,599 MeV Q = 8,51 MeV Q = 13,933 MeV

Reaktioner med ett sluttillstånd med tre kroppar:

Q = 0,113 MeV

De nuklider som bildas i dessa reaktioner fångar ofta de frigjorda protonerna , neutronerna och alfapartiklarna . Detta producerar aluminium , kisel och några andra närliggande nuklider:

För massiva stjärnor (mer än 25 solmassor) beräknas varaktigheten av kolförbränningen till 600 år [3] .

Se även

Anteckningar

  1. ↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. Evolutionära spår och isokroner för stjärnor med låg och medelmassa: Från 0,15 till 7 M sol och från Z=0,0004 till 0,03  // Astronomy and Astrophysics  : journal  . - 2000. - Vol. 141 . - s. 371-383 . - doi : 10.1051/aas:2000126 .
  2. ↑ Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis , (1983)
  3. ↑ http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec18.html "Stjärnor större än 25 solmassor genomgår ett mer våldsamt slut på sina liv. Förbränning av kolkärnor varar i 600 år för en stjärna av denna storlek . Neonbränning i 1 år, syrebränning cirka 6 månader (dvs mycket snabbt på astronomiska tidsskalor)"

Länkar