Ядерное горение кремния

Внутренняя структура массивной звезды в конце жизни.

Горе́ние кре́мния — последовательность термоядерных реакций, протекающая в недрах массивных звёзд (минимум 8—11 солнечных масс), в ходе которой происходит превращение ядер кремния в ядра более тяжёлых элементов. Для данного процесса необходимо наличие высокой температуры (2,7—3,5⋅10⁹ K, что соответствует кинетической энергии 230—300 кэВ) и плотности (10⁵—10⁶ г/см³). Стадия горения кремния следует за стадиями горения водорода, гелия, углерода, неона и кислорода; она является финальной стадией эволюции звезды за счёт термоядерных процессов. После её окончания в ядре звезды больше не остаётся доступных термоядерных источников энергии, поскольку в результате горения кремния образуются ядра группы железа, которые имеют максимальную энергию связи на один нуклон и более неспособны к термоядерным экзотермическим реакциям. Прекращение энерговыделения приводит к потере способности звёздного ядра противодействовать давлению внешних слоёв, к катастрофическому коллапсу звезды и вспышке сверхновой типа II.

Ядерные реакции

За счёт высокой температуры происходит частичная фотодезинтеграция ядер кремния в реакциях (γがんま, αあるふぁ), (γがんま, p), (γがんま, n). Образовавшиеся в результате альфа-частицы, протоны и нейтроны начинают реагировать с оставшимися ядрами кремния. В результате множества реакций образуются более тяжёлые элементы, в том числе элементы около железа. Примерами таких реакций, например, являются:

²⁸Si + ⁴He ↔ ³²S + γがんま

³²S + ⁴He ↔ ³⁶Ar + γがんま

³⁶Ar + ⁴He ↔ ⁴⁰Ca + γがんま

⁴⁰Ca + ⁴He ↔ ⁴⁴Ti + γがんま

⁴⁴Ti + ⁴He ↔ ⁴⁸Cr + γがんま

⁴⁸Cr + ⁴He ↔ ⁵²Fe + γがんま

⁵²Fe + ⁴He ↔ ⁵⁶Ni + γがんま

Прямая реакция типа «кремний+кремний»

²⁸Si + ²⁸Si → ⁵⁶Ni + γがんま (Q ≈ 10,9 МэВ)

маловероятна из-за большого кулоновского барьера.

Горение кремния в звёздах

Горение кремния это конечная стадия термоядерного синтеза в ядрах звёзд, самая быстрая фаза звездной эволюции. Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения кремния оценивается всего в 1 день. Горение более тяжёлых элементов не происходит, поскольку при таких реакциях энергия уже не выделяется, а поглощается.

Такая малая продолжительность ядерных реакций с тяжёлыми элементами объясняется не только уменьшением энергетического выхода в пересчёте на нуклон. Сказывается общая большая светимость массивных звёзд, в результате чего излучаемая энергия на единицу массы на порядки выше, чем у карликов типа Солнца. Однако основным фактором сокращения времени ядерных реакций с участием тяжёлых элементов является так называемое нейтринное охлаждение: при температурах более миллиарда кельвинов столкновение гамма-квантов с ядрами может порождать пары нейтрино-антинейтрино. С дальнейшим ростом температур доля энергии, уносимая нейтринными парами всё больше растёт, причём для нейтрино ядро звезды прозрачно (они беспрепятственно уносят энергию), ядро всё больше сжимается, и последние происходящие ядерные реакции могут происходить в форме взрыва.

Ссылки

• Звёздный нуклеосинтез — источник происхождения химических элементов — Научная сеть
• Горение кремния — Б.C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутынь
• Arnett, W. D., Advanced evolution of massive stars. VII — Silicon burning / Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 35, Oct. 1977, p. 145—159 (англ.)
• Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, 1968 — Figure 7.7, page 533 (англ.)
• Hix, W. Raphael; Thielemann, Friedrich-Karl (1 April 1996). "Silicon Burning. I. Neutronization and the Physics of Quasi-Equilibrium". The Astrophysical Journal. 460: 869. arXiv:astro-ph/9511088v1. Bibcode:1996ApJ...460..869H. doi:10.1086/177016. Дата обращения: 29 июля 2015.