Ядерне горіння вуглецю

Ядерне горіння вуглецю — сукупність реакцій термоядерного синтезу, які відбуваються в ядрах масивних зір (з початковою масою щонайменше 4 M_☉), у ході яких вуглець перетворюється на інші елементи. Для цього потрібні дуже високі температури (>5×10⁸ K або 50 кеВ) і густини (>3×10⁹ кг/м³)^[1].

Ці значення температури й густини є лише орієнтовними. Більш масивні зорі витрачають своє термоядерне паливо швидше, оскільки мають компенсувати свою сильнішу гравітацію, щоб залишатися в гідростатичній рівновазі. Це зазвичай означає вищі температури, але нижчі густини порівняно з менш масивними зорями^[2]. Щоб отримати точні значення для певної маси й певного етапу еволюції, необхідно використовувати чисельні моделі будови зір, розраховані за допомогою комп’ютерних алгоритмів^[3]. Такі моделі постійно вдосконалюються на основі експериментів з ядерної фізики (які вимірюють швидкості ядерних реакцій) та астрономічних спостережень (зокрема прямих вимірювань втрати маси, виявлення продуктів ядерних реакцій у спектрах після виникнення конвекційних зон, що простягаються від поверхні до областей горіння — так званих подій зачерпування — і виносять продукти синтезу на поверхню, а також багатьох інших спостережних проявів зоряної еволюції)^[4].

Ядерні реакції

Під час ядерного горіння вуглецю два ядра ¹²C зливаються й утворюють збуджений стан ядра ²⁴Mg, що потім розпадається одним із п’яти способів^[5][6]:

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{10}^{20}Ne} +\mathrm {_{2}^{4}He} +Q}$, Q = 4,616 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{11}^{23}Na} +\mathrm {_{1}^{1}H} +Q}$, Q = 2,238 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{12}^{23}Mg} +\mathrm {_{0}^{1}n} -Q}$, Q = 2,605 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\gamma +Q}$, Q = 13,931 МеВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{8}^{16}O} +2\,\mathrm {_{2}^{4}He} -Q}$, Q = 0,114 МеВ

Перші дві реакції є сильно екзотермічними (виділяють велику кількість енергії) і трапляються найчастіше. Третя реакція — ендотермічна, що видно з великого за модулем від’ємного значення енергії: у ній енергія поглинається, а не виділяється. Це робить її значно менш ймовірною, хоча вона все ж можлива в умовах високих температур, досяжних під час горіння вуглецю^[7]. Важливість цієї реакції полягає у виділенні кількох нейтронів, які можуть захоплюватися важкими ядрами (наявними у зорях у малих кількостях), утворюючи ще важчі ізотопи в ході s-процесу^[8].

Четверта реакція, попри великий енергетичний вихід, дуже малоймовірна, оскільки відбувається через електромагнітну взаємодію^[7]: вона залучає гамма-квант і тому не може відбуватись через сильну взаємодію між нуклонами, як перші дві реакції. (Гамма-квант не бере участі в сильній взаємодії.)

Остання реакція теж украй малоймовірна, адже вона дає три продукти^[7] і є ендотермічною. Якщо уявити процес у зворотному напрямку, то він вимагав би одночасного збігу трьох частинок, що значно менш імовірно, ніж взаємодія двох тіл.

Протони, що утворюються у другій реакції, можуть брати участь у протон-протонному циклі або у вуглецево-азотному циклі, а також вони можуть захоплюватися ядром ²³Na з утворенням ²⁰Ne і ⁴He^[7]. Значна частина ²³Na, синтезованого другою реакцією, дійсно витрачається цим шляхом^[5]. У зорях масою від 4 до 11 сонячних мас ¹⁶O, який утворився ще під час горіння гелію на попередній стадії еволюції, зберігається у відносно великих кількостях, попри те що частина його витрачається на захоплення ядер ⁴He^[1][9]. Таким чином, основними продуктами горіння вуглецю є кисень, неон, натрій і магній^[3][7].

Те, що сума енергій спокою двох ядер вуглецю близька до енергії спокою збудженого стану ядра магнію, відомо як «резонанс». Без цього резонансу горіння вуглецю відбувалося б лише за значно вищих температур. Експериментальне й теоретичне дослідження таких резонансів залишається актуальною темою наукових досліджень^[10]. Подібний резонанс підвищує ймовірність і потрійного-альфа процесу, відповідального за синтез вуглецю.

Утворення нейтрино

Втрати енергії на утворення нейтрино стають важливим фактором у процесах термоядерного синтезу в зорях за температур і густин, характерних для ядерного горіння вуглецю. Хоча основні реакції не передбачають утворення нейтрино, побічні процеси, зокрема протон-протонний цикл, створюють їх. Однак головним джерелом нейтрино за таких високих температур є процес, відомий у квантовій теорії як народження пар. Високоенергетичний гамма-квант, енергія якого перевищує енергію спокою двох електронів, може взаємодіяти з електромагнітними полями атомних ядер та утворювати електрон- позитронну пару.

Зазвичай позитрон швидко анігілює з іншим електроном, утворюючи два фотони, і цей процес можна ігнорувати за нижчих температур. Але приблизно в 1 з 10¹⁹ випадків^[2] електрон і позитрон взаємодіють слабкою взаємодією, утворюючи пару з нейтрино та антинейтрино. Оскільки ці частинки рухаються майже зі швидкістю світла та надзвичайно слабко взаємодіють із речовиною, вони зазвичай залишають зорю, не взаємодіючи з її речовиною, й уносять частину енергії. Такі втрати енергії є співмірними з енерговиділенням від вуглецевого горіння.

Втрати на нейтрино, спричинені цим та подібними процесами, відіграють все важливішу роль в еволюції все більш масивних зір. Вони змушують зорю підвищувати температуру ядерного горіння, щоб компенсувати втрати^[2]. Оскільки термоядерні реакції дуже чутливі до температури, зоря може виробляти більше енергії для підтримання гідростатичної рівноваги, проте ціною швидшого спалювання все важчих видів палива. При цьому синтез важчих ядер виділяє менше енергії на одиницю маси, а ядро зорі стискається й нагрівається під час переходу від одного палива до іншого. Обидва ці чинники значно зменшують тривалість життя кожного наступного етапу термоядерного горіння.

До стадії гелієвого горіння втрати на нейтрино є незначними. Але починаючи з вуглецевого горіння скорочення тривалості життя зорі через втрати енергії на нейтрино приблизно врівноважує збільшення енерговиділення, зумовлене зміною палива та стисканням ядра. У наступних фазах горіння наймасивніших зір скорочення тривалості життя вже переважно визначається втратами на нейтрино. Наприклад, зоря масою 25 сонячних мас спалює водень у ядрі протягом 10⁷ років, гелій — протягом 10⁶ років, а вуглець — лише за 10³ років^[11].

Еволюція зір

Докладніше: Еволюція зір

Під час ядерного горіння гелію в зорях формується інертне ядро, багате на вуглець і кисень. Згодом воно досягає достатньої маси, щоб колапсувати під дією власної гравітації, тоді як зона горіння гелію поступово зміщується назовні. Зменшення об’єму інертного ядра підвищує температуру до рівня займання вуглецю. Це нагріває область навколо ядра і дозволяє гелію згоряти в оболонці навколо нього^[12]. Зовні від цієї зони розташована інша оболонка, де відбувається горіння водню. Вуглецеве горіння забезпечує виділення енергії з ядра, що відновлює механічну рівновагу зорі. Однак цей баланс триває недовго: у зорі з масою близько 25 сонячних мас більша частина вуглецю в ядрі вигоряє лише за 600 років. Тривалість процесу сильно залежить від маси зорі^[13].

Зорі з масою менш ніж 4 сонячні маси ніколи не досягають достатньо високих температур у ядрі, щоб розпочати горіння вуглецю, і завершують своє життя як вуглецево-кисневі білі карлики. Це відбувається після того, як серія гелієвих спалахів в оболонці м’яко викидає зовнішню оболонку, утворюючи планетарну туманність^[3][14].

У зорях з масами від 8 до 10 сонячних мас вуглецево-кисневе ядро перебуває у стані виродження, і займання вуглецю відбувається у вигляді вуглецевого спалаху, що триває лише кілька мілісекунд і руйнує зоряне ядро^[15]. На пізніх стадіях цього ядерного горіння зорі розвивають потужний зоряний вітер, який швидко здуває зовнішню оболонку, утворюючи планетарну туманність. Залишається киснево-неоново-натрієво-магнієве ядро (O-Ne-Na-Mg) з масою близько 1,1 сонячної маси у вигляді білого карлика^[3]. Це ядро вже не досягає температур, достатніх для подальшого синтезу елементів, важчих за вуглець^[14].

Див. також

• Вуглецева детонація
• Ядерне горіння кремнію
• Ядерне горіння неону