Nukleär förbränning av syre
Kärnförbränning av syre är det konventionella namnet för kärnfusionsreaktionen av syre-16 kärnor i det inre av stjärnor som är tyngre än solen. Den förekommer vid en temperatur av cirka 1,5⋅10 9 K och en densitet av cirka 10 10 kg/m 3 . Följande är de viktigaste syreförbränningsreaktionerna :
Reaktioner med ett sluttillstånd med två partiklar:
Q = 9,594 MeV Q = 7,678 MeV Q = 1,500 MeV Q = 2,409 MeV Q = 16,54 MeV
Reaktioner med ett sluttillstånd med tre kroppar:
Q = 0,381 MeV Q = 0,39 MeV Q = 1,99 MeV
För massiva stjärnor (mer än 25 solmassor) beräknas syreförbränningens varaktighet till 0,5 år [1] .
Se även
Anteckningar
- ↑ 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
- Sönderfall-syntes omvandling av element
- Förbränning av kol och syre . Nukleosyntes i universum . Arkiverad från originalet den 7 februari 2003.
- http://www.astronet.ru/db/msg/1167293
- Ursprunget för stjärnor och kemiska grundämnen
- Arnett, W. D. Avancerad utveckling av massiva stjärnor. VI - Oxygen burning / Astrophysical Journal, vol. 194, dec. 1, 1974, pkt. 1, sid. 373-383.
| Stjärnor | |
|---|---|
| Klassificering | |
| Substellära objekt | |
| Evolution | |
| Nukleosyntes | |
| Strukturera | |
| Egenskaper | |
| Relaterade begrepp | |
| Stjärnlistor | |