Вуглецева детонація — Вікіпедія

Вуглецева детонація — початок ядерного горіння вуглецю у виродженому ядрі зорі, що має вибухоподібний характер. Аналог гелієвого спалаху у менш масивних зір.

Процес[ред. | ред. код]

Зоря у якої недостатньо маси для запуску "горіння" важчих елементів, або перетворення у нейтронну зорю чи наднову, стає киснево-вуглецевим білим карликом.

У подвійній системі внаслідок перетікання речовини з зорі-супутника, карлик може досягнути 1,4 сонячних мас, що провокує реакції нуклеосинтезу ^[1]:

^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16,76~MeV),

^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10,92~MeV).

Механізм виникнення[ред. | ред. код]

Вважається, що вуглецева детонація відбувається у випадку акреції на білі карлики з масами, близькими до межі Чандрасекара, і є одним з механізмів утворення наднових типу Ia^[2]. Також, у деяких випадках, є кінцевою стадією еволюції зір із масою від 3—6 до 8—10 M_☉, однак це питання остаточно не з'ясовано^[3]. Втім, припущення про те, що вуглецева детонація може призвести в цьому випадку до спалаху наднової типу II^[4]^[5], піддається сумніву^[ким?]. У відповідності до деяких моделей під час вуглецевої детонації в ядрах таких зір можливе швидке зняття виродження з продовженням подальшої еволюції зорі^[6].

Зорі головної послідовності знаходяться у стані термодинамічної рівноваги: локальне підвищення температури спричиняє збільшення об'єму зорі, внаслідок якого температура спадає.

Але у білих карликах рівновага підтримується за рахунок квантового ефекту виродженого газу і не залежить від температури. Тому в них відсутній механізм підтримання рівноваги при термоядерній реакції, внаслідок чого вона протікає вибухоподібно.

Див. також[ред. | ред. код]

Джерела[ред. | ред. код]

↑ Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. А. Нуклеосинтез во Вселенной. — М. : Изд-во Московского университета, 1998.(рос.)
↑ Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Type Ia Supernova Explosion Models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 2000. — Т. 38 (Sep). — С. 191–230. — ISSN 1545-4282. — arXiv:astro-ph/0006305. — DOI:10.1146/annurev.astro.38.1.191.(англ.)
↑ Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 142—144. — ISBN 966-613-263-X.
↑ Arnett, W. David (1969). A Possible Model of Supernovae: Detonation of 12C. Astrophysics and Space Science. 5: 180—212. Архів оригіналу за 2 вересня 2017. Процитовано 23 вересня 2011. An explosive instability due to ignition and detonation of ¹²C+¹²C develops at a central density ϱ_c ∼ 2 × 10⁹. Subsequent hydrodynamic expansion is computed; final velocities of expansion up to v∼20 000 km/sec are found. The star is totally disrupted; no condensed remnant is left.(англ.)
↑ Fujimoto, M.Y. та ін. (Nov 1976). Dynamical instability of the envelope of red supergiants and the lower mass limit for carbon detonation supernovae. Astrophysics and Space Science. 45: 71—77. Архів оригіналу за 30 серпня 2017. Процитовано 6 червня 2022. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)(англ.)
↑ В. А. Батурин, И. В. Миронова. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда. {{cite web}}: Проігноровано |chapter= (довідка)(рос.)

[Capitonov-1] Ишханов Б. C., Капитонов И. М., Тутынь И. А. Нуклеосинтез во Вселенной. — М. : Изд-во Московского университета, 1998.(рос.)

[annurev.astro.38.1.191-2] Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Type Ia Supernova Explosion Models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 2000. — Т. 38 (Sep). — С. 191–230. — ISSN 1545-4282. — arXiv:astro-ph/0006305. — DOI:10.1146/annurev.astro.38.1.191.(англ.)

[3] Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 142—144. — ISBN 966-613-263-X.

[4] Arnett, W. David (1969). A Possible Model of Supernovae: Detonation of 12C. Astrophysics and Space Science. 5: 180—212. Архів оригіналу за 2 вересня 2017. Процитовано 23 вересня 2011. An explosive instability due to ignition and detonation of ¹²C+¹²C develops at a central density ϱ_c ∼ 2 × 10⁹. Subsequent hydrodynamic expansion is computed; final velocities of expansion up to v∼20 000 km/sec are found. The star is totally disrupted; no condensed remnant is left.(англ.)

[5] Fujimoto, M.Y. та ін. (Nov 1976). Dynamical instability of the envelope of red supergiants and the lower mass limit for carbon detonation supernovae. Astrophysics and Space Science. 45: 71—77. Архів оригіналу за 30 серпня 2017. Процитовано 6 червня 2022. {{cite journal}}: Явне використання «та ін.» у: |author= (довідка)(англ.)

[6] В. А. Батурин, И. В. Миронова. Звезды: их строение, жизнь и смерть. Хотя в принципе углеродная детонация может привести к вспышке звезды как сверхновой, некоторые звезды могут пережить эту стадию, и не взорваться. При повышении температуры в ядре вырождение газа может сняться, после чего звезда продолжает эволюционировать как очень массивная звезда. {{cite web}}: Проігноровано |chapter= (довідка)(рос.)

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]