Jaderné spalování křemíku

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 8. května 2022; ověření vyžaduje 1 úpravu .

Spalování křemíku  je sled termonukleárních reakcí probíhajících v hlubinách hmotných hvězd (minimálně 8–11 hmotností Slunce ), při nichž se jádra křemíku přeměňují na jádra těžších prvků. Tento proces vyžaduje vysokou teplotu ( 2,7–3,5⋅10 9  K , což odpovídá kinetické energii 230–300 keV) a hustotu ( 10 5–10 6 g /  cm³ ). Spalovací fáze křemíku následuje po fázích spalování vodíku, helia, uhlíku, neonu a kyslíku; je to poslední fáze ve vývoji hvězdy v důsledku termonukleárních procesů. Po jejím dokončení již nejsou v jádře hvězdy k dispozici žádné termojaderné zdroje energie, neboť v důsledku spalování křemíku vznikají jádra skupin železa, která mají maximální vazebnou energii na nukleon a již nejsou schopna termonukleárních exotermických reakcí. . Zastavení uvolňování energie vede ke ztrátě schopnosti hvězdného jádra působit proti tlaku vnějších vrstev, ke katastrofickému kolapsu hvězdy a propuknutí supernovy typu II .

Jaderné reakce

Vlivem vysoké teploty dochází při reakcích ( γ , α ) , (γ, p ) , (γ, n ) k částečnému fotodezintegraci křemíkových jader . Výsledné částice alfa, protony a neutrony začnou reagovat se zbývajícími křemíkovými jádry. V důsledku mnoha reakcí vznikají těžší prvky, včetně prvků v blízkosti železa. Příklady takových reakcí jsou například:

28 Si + 4 He ↔ 32 S + γ 32 S + 4 He ↔ 36 Ar + γ 36 Ar + 4 He ↔ 40 Ca + γ 40 Ca + 4 He ↔ 44 Ti + γ 44 Ti + 4 He ↔ 48 Cr + γ 48 Cr + 4 He ↔ 52 Fe + γ 52 Fe + 4 He ↔ 56 Ni + γ

Přímá reakce jako "křemík+křemík"

28 Si + 28 Si → 56 Ni + γ ( Q ≈ 10,9 MeV)

nepravděpodobné kvůli velké Coulombově bariéře.

Hořící křemík ve hvězdách

Spalování křemíku je poslední fází termonukleární fúze v jádrech hvězd, nejrychlejší fáze vývoje hvězd. U hmotných hvězd (více než 25 hmotností Slunce) se doba hoření křemíku odhaduje pouze na 1 den. Ke spalování těžších prvků nedochází, protože při takových reakcích se energie již neuvolňuje, ale absorbuje.

Tak krátké trvání jaderných reakcí s těžkými prvky se vysvětluje nejen poklesem energetického výtěžku na nukleon. Ovlivňuje celkově vysoká svítivost hmotných hvězd, v důsledku čehož je vyzařovaná energie na jednotku hmotnosti řádově vyšší než u trpaslíků jako je Slunce. Hlavním faktorem zkrácení doby jaderných reakcí zahrnujících těžké prvky je však takzvané ochlazování neutrin : při teplotách nad miliardu kelvinů může srážka gama záření s jádry generovat páry neutrino-antineutrina. S dalším zvyšováním teploty stále více roste podíl energie odváděný páry neutrin a pro neutrina je jádro hvězdy průhledné (bez překážek unesou energii), jádro je stále více stlačováno a poslední probíhající jaderné reakce mohou nastat ve formě výbuchu [1] .

Poznámky

  1. ↑ Kippenhahn, R. 100 miliard sluncí: Zrození, život a smrt hvězd. - Moskva: Mir, 1988.

Odkazy