탄소 연소 과정

Carbon-burning process
"탄소 연소"는 여기서 리다이렉트됩니다.탄소화합물을 태우는 화학작용은 연소를 참조한다.

연소 과정 또는 융합은 탄소를 다른 원소로 하는 질량이 에서 일어나는 일련의 핵융합고온(5×108 K 또는 50 keV 이상)과 밀도(3×109 kg/[1]m3 이상)가 필요합니다.

온도와 밀도에 대한 이러한 수치는 참고에 불과합니다.더 무거운 별들은 핵연료를 더 빨리 태웁니다. 왜냐하면 그들은 더 큰 중력을 상쇄해야 하기 때문입니다. 왜냐하면) 정수적 평형을 유지할 수 있기 때문입니다.이는 일반적으로 질량이 작은 [2]별보다 밀도가 낮지만 온도가 높다는 것을 의미합니다.특정 질량과 진화의 특정 단계에 대한 정확한 수치를 얻기 위해서는 컴퓨터 [3]알고리즘으로 계산된 수치적 항성 모델을 사용하는 것이 필요하다.이러한 모델은 핵물리학 실험(핵반응률을 측정하는 것)과 천체 관측(질량 손실의 직접적인 관측, 대류 구역이 표면에서 핵 연소 지역으로 발전한 후 스펙트럼 관측에서 핵 제품의 검출 포함)을 기반으로 지속적으로 다듬어지고 있다.환기구 – 따라서 핵제품을 표면으로 나오게 하고 [4]모델과 관련된 다른 많은 관측치).

핵융합 반응

주요 반응은 다음과 같습니다.[5]

12
6C
. 		+ 12
6C
. 		→ 20
10네
 		+ 4
2그는
 		+ 4.617 MeV
12
6C
. 		+ 12
6C
. 		→ 23
11나
 		+ 1
1H
 		+ 2.241 MeV
12
6C
. 		+ 12
6C
. 		→ 23
12Mg
 		+ 1n − 2.599 MeV
대체 방법:
12
6C
. 		+ 12
6C
. 		→ 24
12Mg
 		+
γ
 		+ 13.933 MeV
12
6C
. 		+ 12
6C
. 		→ 16
8오
 		+ 2 4
2He
 (0.113MeV)

반응 생성물

이 반응의 순서는 두 개의 상호작용하는 탄소핵이 함께 모여 Mg핵의 들뜬 상태를 형성한다고 생각함으로써 이해될 수 있으며,[6] Mg핵은 위에 나열된 다섯 가지 방법 중 하나로 붕괴된다.처음 두 반응은 방출되는 큰 양의 에너지에서 알 수 있듯이 강한 발열성이며, 상호작용의 가장 빈번한 결과이다.세 번째 반응은 강한 흡열성입니다. 이는 에너지가 방출되기보다는 흡수된다는 것을 나타내는 큰 음의 에너지로 나타납니다.이는 탄소 [5]연소라는 고에너지 환경에서 가능성이 훨씬 낮지만 여전히 가능합니다.그러나 이 반응에 의한 중성자 몇 개의 생산은 중요하다. 왜냐하면 이 중성자들은 대부분의 별에 아주 적은 양으로 존재하는 무거운 핵과 결합할 수 [7]있고, S-과정에서 더 무거운 동위원소를 형성할 수 있기 때문이다.

네 번째 반응은 큰 에너지 방출에서 가장 흔할 것으로 예상되지만, 사실 처음 두 반응처럼 핵자 사이의 강한 힘을 이용하는 것이 아니라 감마선 광자를 생성하기 때문에 전자기 상호작용을 [5]통해 진행되기 때문에 매우 가능성이 낮다.핵자는 이 에너지의 광자보다 서로 훨씬 더 크게 보입니다.그러나 이 반응에서 생성된 Mg는 Mg가 방사성이기 때문에 탄소 연소 과정이 종료될 때 코어에 남는 유일한 마그네슘이다.

마지막 반응은 흡열성 생성물뿐만 아니라 세 가지 반응 [5]생성물도 포함되기 때문에 매우 가능성이 낮습니다. 즉, 반대로 반응 진행이 진행된다고 생각하면 세 가지 생성물이 동시에 수렴되어야 하므로 두 개의 신체 상호작용보다 더 가능성이 낮습니다.

두 번째 반응에 의해 생성된 양성자는 양성자-양성자 연쇄 반응 또는 CNO 사이클에 참여할 수 있지만 Na에 의해 포착되어 Ne + He [5]핵을 형성할 수도 있다.사실, 두 번째 반응에 의해 생성된 Na의 상당 부분이 이렇게 [6]소모됩니다.태양 질량이 9에서 11개인 별에서는, 항성 진화 이전의 단계에서 헬륨 핵융합에 의해 이미 생성된 산소(O-16)가 He-4 [1][8]핵을 포착하는 데 사용되었음에도 불구하고 탄소 연소 과정에서 꽤 잘 살아남습니다.그래서 탄소 연소의 최종 결과는 주로 산소, 네온, 나트륨,[3][5] 마그네슘의 혼합물이다.

두 탄소핵의 질량 에너지 합계가 마그네슘 핵의 들뜬 상태와 비슷하다는 것을 '공진'이라고 한다.이 공명이 없다면 탄소 연소는 100배 높은 온도에서만 일어날 것이다.그러한 공명에 대한 실험적이고 이론적인 연구는 여전히 연구 [9]대상이다.유사한 공명은 탄소의 원래 생산을 담당하는 트리플 알파 과정의 확률을 높입니다.

중성미자 손실

중성미자 손실은 탄소 연소의 온도와 밀도에서 별의 핵융합 과정에서 주요 요인이 되기 시작합니다.주요 반응은 중성미자를 포함하지 않지만 양성자-양성자 연쇄 반응과 같은 부작용은 중성미자를 포함한다.그러나 이러한 고온에서 중성미자의 주요 공급원은 쌍생성이라고 알려진 양자 이론의 과정을 포함한다.2개의 전자(질량 에너지 당량)의 나머지 질량보다 큰 에너지를 가지는 고에너지 감마선은 별 내 원자핵의 전자장과 상호작용하여 전자와 양전자의 입자 및 반입자 쌍이 될 수 있다.

일반적으로 양전자는 다른 전자와 함께 빠르게 전멸하여 두 개의 광자를 생성하며, 이 과정은 낮은 온도에서 안전하게 무시될 수 있습니다.그러나 약 10쌍19[2] 중 1쌍의 생산은 전자와 양전자의 약한 상호작용으로 끝나며, 이는 중성미자와 반중성미자 쌍으로 대체된다.그들은 사실상 빛의 속도로 움직이고 물질과 매우 약하게 상호작용하기 때문에, 이 중성미자 입자들은 보통 그들의 질량 에너지를 빼앗으면서 상호작용 없이 별에서 탈출합니다.이 에너지 손실은 탄소 핵융합에서 나오는 에너지와 비슷합니다.

중성미자 손실은 이것과 유사한 과정으로 인해 가장 질량이 큰 별의 진화에 점점 더 중요한 역할을 합니다.그들은 그것을 [2]상쇄하기 위해 더 높은 온도에서 연료를 태우도록 별을 강요한다.핵융합 과정은 온도에 매우 민감하기 때문에 별은 연속적인 핵연료를 통해 더욱 빠르게 연소하는 대가를 치르면서 정수적 평형을 유지하기 위해 더 많은 에너지를 생산할 수 있습니다.핵융합은 연료 핵이 무거워질수록 단위 질량당 에너지를 적게 생성하며, 별의 핵은 한 연료에서 다음 연료로 전환할 때 수축하고 뜨거워집니다. 따라서 이러한 두 과정 모두 연속되는 핵융합 연소 연료의 수명을 크게 줄입니다.

헬륨 연소 단계까지 중성미자 손실은 무시할 수 있습니다.그러나 탄소 연소 단계 이후 중성미자 형태의 에너지 손실로 인한 별의 수명 감소는 연료 변화와 노심 수축으로 인한 에너지 생산 증가와 대략 일치한다.가장 질량이 큰 별의 연속적인 연료 변화에서, 수명의 감소는 중성미자 손실에 의해 지배된다.예를 들어, 25 태양 질량의 별은 중심핵에서 수소를 10년7, 헬륨을 10년6, 탄소를 10년3 동안 연소시킨다.[10]

별의 진화

주요 기사:별의 진화

헬륨 핵융합 동안, 별들은 탄소와 산소가 풍부한 불활성 핵을 형성합니다.불활성핵은 결국 중력에 의해 붕괴할 수 있는 충분한 질량에 도달하고 헬륨 연소는 점차 바깥쪽으로 이동한다.이 불활성 코어 부피의 감소는 온도를 탄소 점화 온도로 높입니다.이것은 핵 주변의 온도를 상승시키고 헬륨이 [11]핵 주변의 껍질에서 연소되도록 할 것이다.밖에는 수소를 태우는 또 다른 껍데기가 있다.그 결과로 생긴 탄소 연소는 별의 기계적 평형을 회복하기 위해 중심에서 에너지를 공급한다.하지만, 그 균형은 단지 짧은 수명일 뿐이다; 태양 질량이 25개인 별에서, 그 과정은 단지 600년 안에 중심핵에 있는 대부분의 탄소를 소모할 것이다.이 과정의 지속 시간은 [12]별의 질량에 따라 크게 달라집니다.

태양질량 8~9배 이하의 별들은 탄소를 태울 수 있을 만큼 높은 중심온도에 도달하지 못하며, 대신 [3][13]행성상성운에서 헬륨 껍질이 부드럽게 외부 외피를 방출한 후 탄소-산소 백색왜성으로 생을 마감합니다.

태양 질량이 8에서 12 사이인 별에서는 탄소-산소 핵이 퇴화된 상태이고 탄소 점화는 탄소 섬광에서 일어나며, 이는 단지 밀리초 동안 지속되고 별의 [14]핵을 교란시킨다.이 핵연소의 후기에는 거대한 항성풍이 발생하며, 이는 태양 [3]질량의 약 1.1배인 O-Ne-Na-Mg 백색왜성핵을 남기고 행성상 성운의 바깥쪽 외피를 빠르게 분출합니다.핵은 [13]탄소보다 무거운 원소를 더 이상 용융 연소할 수 있을 만큼 높은 온도에 도달하지 않습니다.

태양질량이 12 이상인 별은 비퇴화 [14]중심에서 탄소 연소를 시작하고, 탄소 배출 후 불활성(O, Ne, Na, Mg) 중심핵의 수축으로 온도가 충분히 [13]상승하면 네온 연소 과정을 진행한다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ a b Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. p. 135. ISBN 978-0-521-13320-3.
  2. ^ a b c Clayton, Donald (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. ISBN 978-0-226-10953-4.
  3. ^ a b c d Siess L. (2007). "Evolution of massive AGB stars. I. Carbon burning phase". Astronomy and Astrophysics. 476 (2): 893–909. Bibcode:2006A&A...448..717S. doi:10.1051/0004-6361:20053043.
  4. ^ Hernandez, G.; et al. (Dec 2006). "Rubidium-Rich Asymptotic Giant Branch Stars". Science. 314 (5806): 1751–1754. arXiv:astro-ph/0611319. Bibcode:2006Sci...314.1751G. doi:10.1126/science.1133706. PMID 17095658.
  5. ^ a b c d e f de Loore, Camiel W. H.; C. Doom (1992). Camiel W. H. de Loore (ed.). Structure and evolution of single and binary stars. Astrophysics and Space Science Library. Springer. pp. 95–97. ISBN 978-0-7923-1768-5.
  6. ^ a b Rose, William K. (1998). Advanced Stellar Astrophysics. Cambridge University Press. pp. 227–229. ISBN 978-0-521-58833-1.
  7. ^ 로즈 (1998), 페이지 229–234
  8. ^ 카미엘(1992), 페이지 97-98
  9. ^ Strandberg, E.; et al. (May 2008). "24Mg(α,γ)28Si resonance parameters at low α-particle energies". Physical Review C. 77 (5): 055801. Bibcode:2008PhRvC..77e5801S. doi:10.1103/PhysRevC.77.055801.
  10. ^ Woosley, S.; Janka, H.-T. (2006-01-12). "The Physics of Core-Collapse Supernovae". Nature Physics. 1 (3): 147–154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176. doi:10.1038/nphys172.
  11. ^ Ostlie, Dale A.; Carroll, Bradley W. (2007). An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. Pearson Addison-Wesley. ISBN 978-0-8053-0348-3.
  12. ^ 앤더슨, 스콧 R. 오픈 코스: 천문학: 강연 19: 고질량 별의 죽음, GEM (2001)
  13. ^ a b c 라이언(2010), 페이지 147~148
  14. ^ a b "The Carbon Flash" (PDF). Archived from the original (PDF) on 2015-05-06. Retrieved 2015-02-07.