astro.wikisort.org - Наука

Ядерное горение углерода — условное название ядерной реакции слияния ядер углерода-12 в недрах звёзд, с массой более 5-6 масс Солнца[1]. Оно начинается при температуре около 8⋅10⁸ К и плотности порядка 10⁸ кг/м³. Далее приведены основные реакции «горения» углерода[2].

Ядерные процессы
Радиоактивный распад
Альфа-распад Бета-распад Кластерный распад Двойной бета-распад Электронный захват Двойной электронный захват Гамма-излучение Внутренняя конверсия Изомерный переход Нейтронный распад Позитронный распад Протонный распад Спонтанное деление
Нуклеосинтез
Термоядерная реакция Протон-протонный цикл CNO-цикл Ядерное горение дейтерия Ядерное горение лития Тройная гелиевая реакция Гелиевая вспышка Ядерное горение углерода Углеродная детонация Ядерное горение неона Ядерное горение кислорода Ядерное горение кремния Нейтронный захват r-процесс s-процесс Захват протонов: p-процесс rp-процесс Нейтронизация Реакции скалывания Взрывной нуклеосинтез

Реакции с двухчастичным конечным состоянием:

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{10}^{20}Ne} +\mathrm {_{2}^{4}He} +Q}$, Q = 4,617 МэВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{11}^{23}Na} +\mathrm {_{1}^{1}H} +Q}$, Q = 2,241 МэВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{12}^{23}Mg} +\mathrm {_{0}^{1}n} -Q}$, Q = 2,599 МэВ

${\displaystyle \mathrm {_{12}^{23}Mg} \rightarrow \mathrm {_{11}^{23}Na} +e^{+}+\nu _{e}+Q}$, Q = 8,51 МэВ

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\gamma +Q}$, Q = 13,933 МэВ

Реакции с трёхчастичным конечным состоянием:

${\displaystyle \mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{8}^{16}O} +2\,\mathrm {_{2}^{4}He} -Q}$, Q = 0,113 МэВ

Образованные в этих реакциях нуклиды часто захватывают высвобождающиеся протоны, нейтроны и альфа-частицы. При этом образуется алюминий, кремний и некоторые другие соседние нуклиды:

${\displaystyle \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\mathrm {_{1}^{1}H} \rightarrow \mathrm {_{13}^{25}Al} +\gamma }$

Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения углерода оценивается в 600 лет[3].

См. также

• Звёздный нуклеосинтез
• Ядерное горение кремния
• Ядерное горение неона
• Углеродная детонация

Примечания

Ссылки

• Распадно-синтезное преобразование элементов
• Горение углерода и кислорода
• http://www.astronet.ru/db/msg/1167293
• Происхождение звёзд и химических элементов

На других языках

---

[de] Kohlenstoffbrennen

Das Kohlenstoffbrennen ist eine Gruppe von Kernfusionsreaktionen, durch die in massereichen Sternen mit einer Ausgangsmasse von mindestens neun Sonnenmassen Energie freigesetzt wird.[1] Dabei werden zwei Kohlenstoffkerne fusioniert. Sie tritt ein, nachdem die Fusion leichterer Elemente zum Erliegen gekommen ist. Der Begriff Kohlenstoffbrennen hat dabei nichts mit einer chemischen Verbrennung zu tun.

---

[es] Proceso de combustión del carbono

El proceso de combustión del carbono es una reacción nuclear de fusión que se da en estrellas masivas (con un mínimo de 4 MSol desde su nacimiento) que ya han usado todos los elementos químicos más ligeros en procesos de fusión nuclear en su núcleo. Para ello se requiere temperaturas de 6×108 K (unos 600 millones de grados celsius) y densidades de 2×108 kg/m³

---

- [ru] Ядерное горение углерода

---

---