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碳閃

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碳閃，是一系列核聚變反應，發生在大質量恆星的核心（恆星誕生時候至少是8個太陽質量），過程將碳結合到其他元素中。 它需要高温（> 5×108 K或50 keV）和高密度（> 3×109 kg / m3）。 [1] 
中文名
碳閃
外文名
Carbon flash；Carbon-burning process
概    述
恆星內部的一系列核聚變反應
領    域
天文學
反應條件
大質量恆星；高温高密度
發生地
恆星

目錄

  1. 1 核聚變反應
  2. 2 反應產物
  3. 3 恆星演化

碳閃核聚變反應

主要的反應如下： [2] 

碳閃反應產物

通過考慮兩個相互作用的碳原子一起形成Mg-24核的激發態，可以理解這一反應序列，然後以上述五種方式之一衰變。前兩個反應是強放熱的，如釋放出的大的正能量所表明的，並且是相互作用最常見的結果。第三個反應是強烈的吸熱，如大的負能量所示，表明能量被吸收而不是排放。這使得它在碳燃燒的高能環境中不太可能，但仍然可能發生。 [3]  但是這種反應產生的幾個中子很重要，因為這些中子可以與大多數恆星中存在的重核結合，在s過程中形成更重的同位素。 [4] 
可能預期第四個反應是從其大量能量釋放中最常見的，但實際上它是很罕見的，因為它通過電磁相互作用進行 [3]  ，因為它產生伽馬射線的光子，而不是與前兩個反應一樣利用核之間的強力。核子看起來比他們對這種能量的光子大得多。然而，當這種反應中產生的Mg-24是碳燃燒過程結束時留下的唯一的鎂，因為Mg-23是放射性的。
最後一個反應也是不太可能的，因為它涉及三個反應產物。 [3] 
由第二反應產生的質子可以參與質子 - 質子鏈反應或CNO循環，但也可以被Na-23捕獲以形成Ne-20加上He-4核。 [3]  事實上，第二反應產生的Na-23的很大一部分用盡了這種方式。在9和11個太陽質量之間的恆星中，在恆星進化的前一階段已經通過氦氣聚變產生的氧（O-16）能夠很好地在碳燃燒過程中生存，儘管其中一些被用來捕獲He- 4核。 [5]  因此，碳燃燒的最終結果是主要是氧，氖，鈉和鎂的混合物。 [6] 
兩個碳原子的質量能量之和與鎂核的激發態相似的事實被稱為“共振”。沒有這種共振，碳燃燒只會發生在高出一百倍的温度。這種共振的實驗和理論研究仍然是研究的課題。類似的共振增加了三重α過程的可能性，這是造成碳原始生產的原因。 [7] 

碳閃恆星演化

在氦進行聚變過程中，恆星建立了富含碳和氧的惰性核心。惰性中心最終達到足夠的質量，由於引力而塌縮，而氦燃燒逐漸向外移動。惰性中心體積的這種降低將温度升高到碳點燃温度。這將提高核心周圍的温度，並使氦氣在核心周圍的殼體內燃燒。 [8]  在這外面是另一個燃燒氫的殼。所產生的碳燃燒從核心提供能量以恢復星的力學平衡。但是，平衡只是短暫的;在25個太陽質量的星星中，這個過程將在600年內消耗核心中的大部分碳。這個過程的持續時間根據星的質量而有很大差異。 [9] 
低於8-9的太陽質量的恆星不能達到足夠高的核心温度來燃燒碳，而是在氦閃後，以碳 - 氧白矮星結束生命，輕輕地拋出行星狀星雲的外殼。 [10] 
在具有8到11個太陽質量的恆星中，碳氧核心處於退化條件下，碳燃燒發生在碳閃中，持續時間只有幾毫秒，並破壞恆星核心。在這種核燃燒的後期階段，它們發展出巨大的恆星風，其迅速地將行星狀星雲的外部拋出，留下約1.1個太陽質量的O-Ne-Na-Mg白矮星核心。核心永遠不會達到足夠高的温度，以進一步融化燃燒比碳更重的元素。 [8] 
超過11個太陽質量的恆星在非退化的核心中開始碳燃燒 [11]  ，一旦惰性（O，Ne，Na，Mg）核的收縮使温度充分升高，碳耗盡後進行氖氣燃燒過程。 [11] 
參考資料
  • 1.    Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J. (2010). Stellar Evolution and Nucleosynthesis. Cambridge University Press. p. 135. ISBN 978-0-521-13320-3.
  • 2.    Camiel, W. H.; de Loore; C. Doom (1992). "Structure and evolution of single and binary stars". In Camiel W. H. de Loore. Volume 179 of Astrophysics and space science library. Springer. pp. 95–97. ISBN 978-0-7923-1768-5.
  • 3.    Camiel, W. H.; de Loore; C. Doom (1992). "Structure and evolution of single and binary stars". In Camiel W. H. de Loore. Volume 179 of Astrophysics and space science library. Springer. pp. 95–97. ISBN 978-0-7923-1768-5.
  • 4.    Rose (1998), pp. 229–234
  • 5.    Camiel (1992), pp.97–9
  • 6.    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.
  • 7.    Strandberg, E.; et al. (May 2008). "Mg24(α,γ)Si28 resonance parameters at low α-particle energies". Physical Review C. 77 (5): 055801–+. Bibcode:2008PhRvC..77e5801S. doi:10.1103/PhysRevC.77.055801.
  • 8.    stlie, Dale A. and Carrol, Bradley W., An introduction to Modern Stellar Astrophysics, Addison-Wesley (2007)
  • 9.    Anderson, Scott R., Open Course: Astronomy: Lecture 19: Death of High-Mass Stars, GEM (2001)
  • 10.    Ryan (2010), pp.147–148
  • 11.    The Carbon Flash
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