Anglies degimo procesas
| Branduoliniai procesai |
|---|
|
|
Anglies degimo procesas – branduolių sąlajos reakcijų grandinė, kuri vyksta masyviose žvaigždėse (mažiausiai 4 Saulės masių formavimosi metu), kurios savo šerdyse sunaudojo (sudegino) lengvesniuosius elementus. Reakcijoms reikalingos aukštos temperatūros (6×108 K) ir dideli tankiai – apie 2×108 kg/m³). Pagrindinės reakcijos yra šios:[1]
| 12C + 12C | → | 20Ne + 4He + 4,617 MeV | |
| → | 23Na + 1H + 2,241 MeV | ||
| → | 23Mg + n - 2,599 MeV |
Taip pat gali vykti:
| 12C + 12C | → | 24Mg + γ | |
| → | 16O + 24He (Endoterminis procesas) |
Anglis žvaigždėse pradeda degti kai baigiasi helio degimas. Degant heliui žvaigždės šerdyje susikaupia daug anglies ir deguonies. Kuomet helio tankis nukrenta žemiau tokio lygio, kuris reikalingas degimui palaikyti, šerdis atvėsta ir dėl gravitacijos kolapsuoja (traukiasi). Temperatūra ir tankis dėl to kyla iki tokio laipsnio, kad prasideda anglies degimo procesas. Pakilus temperatūrai taip pat prasidės ir helio degimas sluoksnyje, esančiame aplink anglies šerdį. Žvaigždės išoriniai sluoksniai išsiplečia ir ji tampa raudonąja milžine.
Kuomet anglis dega, branduolyje kaupiasi reakcijų produktai – O, Mg, Ne. Po kažkiek laiko (maždaug po tūkstančio metų eilės) anglies tankis nukris žemiau lygio, reikalingo degimui palaikyti. Šerdis atvės ir vėl trauksis tol, kol pradės degti neonas (Neono degimo procesas). Tuo tarpu sluoksnyje, esančiame aplink neono šerdį toliau degs anglis, dar aukštesniame sluoksnyje degs helis, o dar aukščiau – vandenilis.
Anglies degimo metu atsiradę protonai ir neutronai sąveikauja su įvairiais žvaigždėje esančių atomų branduoliais. Taip susidaro reti, didesnės masės branduoliai (36S, 40Ar, 40K, 43,46,48Ca, 45Sc, 47,49,50Ti, 50V, 63,65Cu, 62,64Ni, 68,70Zn, 69,71Ga, 73Ge, 76As ir 76Ge).[1]
Tuo momentu 4 – 8 Saulės masių žvaigždės pasidaro nestabilios ir nusimeta apvalkalą, sukeldamos smarkų žvaigždinį vėją. Lieka tik centrinė baltosios nykštukės šerdis, sudaryta iš O-Ne-Mg.
Anglies degimas yra paskutinis degimas kurio temperatūra dar pakankamai žema kad masiškai nesusidarytų labai daug energijos atimantys neutrinai.[1]
Masyvesnėse žvaigždėse prasideda neono degimo procesas, tačiau evoliuciniai procesai čia tokie greiti, kad apvalkalas nebespėja sureaguoti.
Šaltiniai[redaguoti | redaguoti vikitekstą]
- ↑ 1,0 1,1 1,2 Clayton, D. D.; Woosley, S. E. (1974). „Thermonuclear astrophysics“. Reviews of Modern Physics. 46 (4): 755–771. Bibcode:1974RvMP...46..755C. doi:10.1103/RevModPhys.46.755.