Peržiūrėti šaltinį Silicio degimo procesas

{{Branduoliniai procesai}}
'''Silicio degimo procesas''' – maždaug dienos trukmės [[Branduolių sąlaja|branduolių sąlajos]] reakcija, kuri vyksta masyviose [[žvaigždė]]se (minimaliai 8–11 [[Saulės masė|Saulės masių]]). Kai baigiasi [[deguonies degimo procesas]], prasidėjęs [[Gravitacija|gravitacinis]] traukimasis pakelia šerdies [[Temperatūra|temperatūrą]] iki 2.7–3.5 milijardų [[Kelvinas|kelvinų]]. Tuomet prasidėjęs [[Silicis|silicio]] degimas yra paskutinė [[Alfa procesas|alfa proceso]] [[Branduolinė reakcija|branduolinių reakcijų]] grandinė. Kai jis sudega, žvaigždė sprogsta kaip II tipo [[supernova]].

== Trukmė ==
Silicio degimas žvaigždėje ilgai netrunka, nes energijos jo metu išsiskiria palyginus nelabai daug, o aukštos temperatūros sukuria daug energijos išnešantį neutrinų srautą. Daugiausia jis gali trukti panašiai metus.<ref name="clayton">
{{cite journal
 |last1=Clayton |first1=D. D.
 |last2=Woosley |first2=S. E.
 |year=1974
 |title=Thermonuclear astrophysics
 |url=https://tigerprints.clemson.edu/cgi/viewcontent.cgi?referer=https://www.google.ca/&httpsredir=1&article=1395&context=physastro_pubs
 |journal=Reviews of Modern Physics
 |volume=46 |issue=4 |pages=755–771
 |bibcode=1974RvMP...46..755C
 |doi=10.1103/RevModPhys.46.755
}}
</ref> 

== Branduolių sąlaja ir alfa procesas ==
Jei žvaigždžių masės mažesnės už tris Saulės mases, jų kuras pasibaigia, kai [[vandenilis]] paverčiamas [[Helis|heliu]]. Jei žvaigždžių masės tarp trijų ir aštuonių Saulės masių, žvaigždės gali deginti helį, paversdamos jį į [[Anglis|anglį]]. Šių [[žvaigždžių evoliucija]] čia ir sustoja. Didesnės masės žvaigždės (>8–11 Saulės masės) gali sudeginti anglį dėl didesnės gravitacijos, nes dėl traukimosi jos šerdis gali įkaisti iki 600 milijonų kelvinų. Prasidėjęs degimo procesas kuria tokius elementus (po brūkšnelio parašyta [[atominė masė]]):

'''Anglis–12 → Deguonis–16, Neonas–20, Magnis–24'''

Kai žvaigždė sudegina anglį, ji pradeda deginti [[Deguonis|deguonį]], [[Neonas|neoną]] ir [[Magnis|magnį]]:

'''Deguonis–16, Neonas–20, ir Magnis–24 → Silicis–28 ir Siera–32''' (šešių mėnesių trukmės procesas)

Kai didelės masės žvaigždžių šerdyje lieka [[siera]] ir [[silicis]], jos pradeda toliau trauktis, kol temperatūros pasiekia 2.7–3.5 milijardų kelvinų. Čia užsidega silicis. Jo degimo procesas iš esmės užbaigia alfa procesą (kuris faktiškai kuria elementus pridedant helio branduolį kiekviename žingsnyje):

'''[[Silicis]]–28 → [[Siera]]–32 → [[Argonas]]–36 → [[Kalcis]]–40 → [[Titanas]]–44 → [[Chromas]]–48 → [[Geležis]]–52 → [[Nikelis]]–56'''

Silicio degimo reakcijų grandinė vyksta maždaug dieną ir baigiasi, kai pagaminamas Nikelis–56. Nikelio–56 (jis turi 28 [[Protonas|protonus]]) [[pusėjimo trukmė]] (puskiekio periodas) yra 6,02 dienos. Jis skyla [[Beta skilimas|beta skilimo]] būdu ([[Pozitronas|pozitrono]] emisija) į [[Kobaltas|kobaltą]]–56 (27 protonai). Pastarojo pusėjimo trukmė 77,3 dienos ir jis skiltų į geležį–56 (26 protonai). Tačiau iš tiesų nikeliui–56 irti tėra kelios minutės. Nikelis–56 turi mažiausią masę, tenkančią vienam [[Nukleonas|nukleonui]] (arba didžiausią [[Ryšio energija|ryšio energiją]] - energiją, išsiskiriančią pridedant prie esamo branduolio vieną nukleoną). Po silicio degimo žvaigždėje nebegali vykti branduolių sąlajos reakcijos, kadangi tolesnės reakcijos (pavyzdžiui, [[cinkas]]–60 gamyba) yra ne [[Egzoterminis procesas|egzoterminės]], o [[Endoterminis procesas|endoterminės]] (sunaudojančios energiją, nes cinkas–60 jau turi daugiau masės, tenkančios vienam nukleonui - jam energetiškai naudingesnė [[Branduolių skilimas|branduolių skilimo]] reakcija, kuri išlaisvintų energiją). Taigi, branduolinės reakcijos nutrūksta ir žvaigždė dėl gravitacinių jėgų vėl ima trauktis. Temperatūra pakyla iki 5&nbsp; milijardų kelvinų. Kadangi nėra branduolinių reakcijų, kurios generuotų energiją, traukimasis greitėja. Tai tetrunka kelias sekundes. Centrinė žvaigždės dalis virsta arba į [[Neutroninė žvaigždė|neutroninę žvaigždę]] arba (jei žvaigždė pakankamai masyvi) į [[Juodoji bedugnė|juodąją bedugnę]]. Išoriniai žvaigždės sluoksniai numetami galingo sprogimo, žinomo kaip II tipo supernova, kuri tęsiasi nuo kelių dienų iki kelių mėnesių. Supernovos sprogimo metu išsilaisvina dideli kiekiai [[Neutronas|neutronų]], kurie maždaug per vieną sekundę sukuria apie pusę cheminių elementų, sunkesnių nei geležis [[Neutronų pagavimas|neutronų pagavimo]] būdu, dar žinomu kaip [[r procesas]]. (r angliškai reiškia ''rapid'' - greitas neutronų pagavimas).

== Taip pat skaitykite ==
* [[Žvaigždžių evoliucija]]
* [[Supernova]]
** Neutronų pagavimas: [[r procesas]], [[s procesas]]

== Nuorodos ==
* [http://www.umich.edu/~gs265/star.htm ''Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors,'' Arthur Holland ir Mark Williams iš Mičigano universiteto]
* [http://cosserv3.fau.edu/~cis/AST2002/Lectures/C13/Trans/Trans.html ''The Evolution and Death of Stars,'' Ian Short] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110814005149/http://cosserv3.fau.edu/~cis/AST2002/Lectures/C13/Trans/Trans.html |date=2011-08-14 }}
* [http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html ''Star,'' World Book ir NASA] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20050508094147/http://www.nasa.gov/worldbook/star_worldbook.html |date=2005-05-08 }}
* ''[http://www.tufts.edu/as/wright_center/cosmic_evolution/docs/text/text_stel_6.html Origin of Heavy Elements,] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20080221202651/http://www.tufts.edu/as/wright_center/cosmic_evolution/docs/text/text_stel_6.html |date=2008-02-21 }}'' [http://www.tufts.edu/main.php?p=flash Tufts universitetas] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20071019204954/http://www.tufts.edu/main.php?p=flash |date=2007-10-19 }}
* ''[http://schools.qps.org/hermanga/images/Astronomy/chapter_21___stellar_explosions.htm Chapter 21: Stellar Explosions,] {{Webarchive|url=https://web.archive.org/web/20130411183756/http://schools.qps.org/hermanga/images/Astronomy/chapter_21___stellar_explosions.htm |date=2013-04-11 }}'' G. Hermann

[[Kategorija:Branduolių sintezė]]
[[Kategorija:Žvaigždžių fizika]]