Лучшие вопросы
Таймлайн
Чат
Перспективы
Углеродная детонация
Из Википедии, свободной энциклопедии
Remove ads
Углеро́дная детона́ция — взрывной этап звёздного нуклеосинтеза, приводящий к переходу звёзд типа белый карлик в сверхновую типа Ia. Сопровождается термоядерными реакциями с участием углерода и кислорода в вырожденном ядре звёзд.
Процесс
Суммиров вкратце
Перспектива
Общим в образовании сверхновых типа Ia является то, что взрывающийся карлик, скорее всего, является по составу углеродно-кислородным. Во взрывной волне нуклеосинтеза, распространяющейся от центра звезды к поверхности, протекают ядерные реакции[1]:
- .
![{\displaystyle {{\vphantom {A}}_{\hphantom {}}^{\hphantom {12}}{\mkern {-1.5mu}}{\vphantom {A}}_{{\vphantom {2}}{\llap {\smash[{t}]{}}}}^{{\smash[{t}]{\vphantom {2}}}{\llap {12}}}\mathrm {C} {}+{}{\vphantom {A}}_{\hphantom {}}^{\hphantom {16}}{\mkern {-1.5mu}}{\vphantom {A}}_{{\vphantom {2}}{\llap {\smash[{t}]{}}}}^{{\smash[{t}]{\vphantom {2}}}{\llap {16}}}\mathrm {O} {}\mathrel {\longrightarrow } {}{\vphantom {A}}_{\hphantom {}}^{\hphantom {28}}{\mkern {-1.5mu}}{\vphantom {A}}_{{\vphantom {2}}{\llap {\smash[{t}]{}}}}^{{\smash[{t}]{\vphantom {2}}}{\llap {28}}}\mathrm {Si} {}+{}\mathrm {\gamma } {\vphantom {A}}^{+}~16\,{\text{,}}{\vphantom {A}}_{\smash[{t}]{76}}~\mathrm {MeV} {,}{\mkern {3mu}}}}](http://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/5e10385876db79c6c7e5c4fe83d88353b9654db8)
![{\displaystyle {{\vphantom {A}}_{\hphantom {}}^{\hphantom {28}}{\mkern {-1.5mu}}{\vphantom {A}}_{{\vphantom {2}}{\llap {\smash[{t}]{}}}}^{{\smash[{t}]{\vphantom {2}}}{\llap {28}}}\mathrm {Si} {}+{}{\vphantom {A}}_{\hphantom {}}^{\hphantom {28}}{\mkern {-1.5mu}}{\vphantom {A}}_{{\vphantom {2}}{\llap {\smash[{t}]{}}}}^{{\smash[{t}]{\vphantom {2}}}{\llap {28}}}\mathrm {Si} {}\mathrel {\longrightarrow } {}{\vphantom {A}}_{\hphantom {}}^{\hphantom {56}}{\mkern {-1.5mu}}{\vphantom {A}}_{{\vphantom {2}}{\llap {\smash[{t}]{}}}}^{{\smash[{t}]{\vphantom {2}}}{\llap {56}}}\mathrm {Ni} {}+{}\mathrm {\gamma } {\vphantom {A}}^{+}~10\,{\text{,}}{\vphantom {A}}_{\smash[{t}]{92}}~\mathrm {MeV} }}](http://wikimedia.org/api/rest_v1/media/math/render/svg/f8ff57dacd7a3ebdc216ccde25801281eae6846e)
После начала реакции существенная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжёлые элементы всего лишь за несколько секунд[2], повышая внутреннюю температуру до миллиардов кельвинов. Такое выделение энергии ((1—2)×1044 Дж[3]) достаточно для разрыва звезды, при этом отдельные составляющие её частицы газа приобретают кинетическую энергию достаточную для преодоления гравитации звезды и покидают её. Звезда взрывается и в газе образуется ударная волна, в которой вещество движется со скоростью порядка 5000—20000 км/с, что составляет примерно 6 % скорости света.
Энергия, выделяемая при взрыве также вызывает увеличение светимости на много порядков. Типичная наблюдаемая абсолютная звёздная величина сверхновой типа Ia достигает Mv = −19,3 (что приблизительно в 5 миллиардов раз ярче Солнца)[4], интервал изменчивости светимости небольшой.
Remove ads
Механизм возникновения
Суммиров вкратце
Перспектива
В настоящее время считается[когда?] , что углеродная детонация может протекать в случае аккреции вещества на белые карлики массы которых близки к пределу Чандрасекара. При этом температура и давление в ядре звезды поднимаются достаточно высоко для начала термоядерной реакции слияния ядер углерода. Аккреция является одним из механизмов образования сверхновых типа Ia[5].
Углеродная детонация также может протекать, в некоторых случаях, в вырожденных ядрах сверхгигантов с массами в 8—10 солнечных масс. Однако предположение, что углеродная детонация может привести в этом случае к появлению сверхновой типа II[6][7], в настоящее время[когда?] поставлено под сомнение. По некоторым моделям при углеродной детонации в ядрах сверхгигантов возможно быстрое снятие вырождения и продолжение дальнейшей постепенной эволюции звезды[8].
Звёзды главной последовательности находятся в тепловом равновесном состоянии, при котором локальное увеличение температуры (энерговыделения) приводит к расширению газа, что, в свою очередь, уменьшает температуру и звезда возвращается в равновесное состояние.
В белых карликах же давление поддерживается не за счёт теплового давления газа, а квантовым эффектом давления вырожденного электронного газа, не зависящим от температуры. В результате у белых карликов отсутствует механизм отрицательной обратной связи для поддержания равновесного состояния при начале термоядерной реакции, в результате чего она протекает взрывообразно, когда её возникновение ведёт к росту температуры, что, в свою очередь, увеличивает скорость реакции и ещё больше повышает температуру.
Remove ads
См. также
Примечания
Ссылки
Wikiwand - on
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Remove ads