Ядерне горіння вуглецю — Вікіпедія

Ядерне горіння вуглецю — умовна назва ядерної реакції злиття ядер вуглецю-12 в надрах зір, з масою понад 5-6 мас Сонця^[1]. Воно починається при температурі близько 8× 10⁸ К і густині порядку 10⁸ кг/м³. Далі наведені основні реакції «горіння» вуглецю^[2].

Реакції з двохчастинним кінцевим станом:

\mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{10}^{20}Ne} +\mathrm {_{2}^{4}He} +Q

, Q = 4,617 МеВ

\mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{11}^{23}Na} +\mathrm {_{1}^{1}H} +Q

, Q = 2,241 МеВ

\mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{12}^{23}Mg} +\mathrm {_{0}^{1}n} -Q

, Q = 2,599 МеВ

\mathrm {_{12}^{23}Mg} \rightarrow \mathrm {_{11}^{23}Na} +e^{+}+\nu _{e}+Q

, Q = 8,51 МеВ

\mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{12}^{24}Mg} +\gamma +Q

, Q = 13,933 МеВ

Реакції з трьохчастинним кінцевим станом:

\mathrm {_{6}^{12}C} +\mathrm {_{6}^{12}C} \rightarrow \mathrm {_{8}^{16}O} +2\,\mathrm {_{2}^{4}He} -Q

, Q = 0,113 МеВ

Утворені в цих реакціях нукліди часто захоплюють вивільнені протони, нейтрони та альфа-частинки. При цьому утворюється алюміній, кремній та деякі інші сусідні нукліди:

\mathrm {_{12}^{24}Mg} +\mathrm {_{1}^{1}H} \rightarrow \mathrm {_{13}^{25}Al} +\gamma

Див. також[ред. | ред. код]

Примітки[ред. | ред. код]

↑ Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141: 371—383. doi:10.1051/aas:2000126.
↑ Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983)

Посилання[ред. | ред. код]

Распадно-синтезное преобразование элементов(рос.)
Горение углерода и кислорода(рос.)
В.Н.РЫЖОВ. Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов. Астронет. Процитовано 4 червня 2019.(рос.)
Происхождение звёзд и химических элементов(рос.)

[1] Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. (2000). Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_sun, and from Z=0.0004 to 0.03. Astronomy and Astrophysics Supplement. 141: 371—383. doi:10.1051/aas:2000126.

[Clayton-2] Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983)

[1]

[2]