Введение
Тип ядерного синтеза, встречающийся в старых звездах.
Процесс горения углерода, или углеродный синтез, – это набор ядерных реакций, происходящих в ядрах массивных звёзд (массой не менее 8 солнечных масс при рождении), в ходе которых углерод превращается в другие элементы. Для этого требуются высокие температуры (> 5 × 10⁸ К или 50 кэВ) и плотности (> 3 × 10⁹ кг/м³). Приведённые значения температуры и плотности следует рассматривать как ориентировочные. Более массивные звёзды сжигают своё ядерное топливо быстрее, поскольку им необходимо компенсировать большие гравитационные силы для поддержания (приблизительного) гидростатического равновесия. Обычно это означает более высокие температуры, но более низкие плотности, чем у менее массивных звёзд. Для получения точных значений для конкретной массы и стадии эволюции необходимо использовать численную звёздную модель, рассчитанную с помощью компьютерных алгоритмов. Такие модели постоянно уточняются на основе экспериментов по ядерной физике (измеряющих скорости ядерных реакций) и астрономических наблюдений (включающих прямое наблюдение потери массы, обнаружение продуктов ядерного синтеза по спектральным наблюдениям после развития конвективных зон от поверхности к областям горения, известное как вынос продуктов синтеза, и другие наблюдения, имеющие отношение к моделям).
Продукты реакции
Эта последовательность реакций может быть понята, если рассматривать два взаимодействующих ядра углерода как объединяющиеся для формирования возбужденного состояния ядра 24Mg, которое затем распадается одним из пяти способов, перечисленных выше. Первые две реакции сильно экзотермичны, что подтверждается большими положительными значениями выделяемой энергии, и являются наиболее частыми исходами взаимодействия. Третья реакция сильно эндотермична, о чем свидетельствует большое отрицательное значение энергии, указывающее на поглощение энергии, а не ее выделение. Это делает ее гораздо менее вероятной, но все же возможной в высокоэнергетической среде горения углерода. Четвертую реакцию можно было бы ожидать как наиболее распространенную из-за значительного выделения энергии, однако на самом деле она крайне маловероятна, поскольку протекает посредством электромагнитного взаимодействия. Таким образом, результатом горения углерода является смесь, состоящая преимущественно из кислорода, неона, натрия и магния. Аналогичный резонанс повышает вероятность тройного альфа-процесса, который отвечает за первоначальное образование углерода.
Потери нейтрино
Потери нейтрино начинают играть существенную роль в процессах термоядерного синтеза в звездах при температурах и плотностях, характерных для горения углерода. Хотя в основных реакциях нейтрино не участвуют, они возникают в побочных реакциях, таких как протон-протонный цикл. Однако основной источник нейтрино при этих высоких температурах связан с процессом в квантовой теории, известным как рождение пар. Высокоэнергетический гамма-квант, энергия которого превышает энергию покоя двух электронов (эквивалентность массы и энергии), может взаимодействовать с электромагнитными полями атомных ядер в звезде и превращаться в пару частица-античастица – электрон и позитрон. Обычно позитрон быстро аннигилирует с другим электроном, порождая два фотона, и этот процесс можно пренебречь при более низких температурах. Но примерно в 1 из 10¹⁹ случаев рождения пар…
Звездная эволюция
Во время слияния гелия звезды формируют инертное ядро, богатое углеродом и кислородом. Это ядро в конечном итоге достигает достаточной массы для гравитационного коллапса, в то время как горение гелия постепенно перемещается наружу. Уменьшение объема инертного ядра повышает температуру до температуры воспламенения углерода. Это увеличивает температуру вокруг ядра и позволяет гелию гореть в оболочке вокруг него. Снаружи находится еще одна оболочка, в которой горит водород. Образующееся горение углерода выделяет энергию из ядра, восстанавливая механическое равновесие звезды. Однако это равновесие недолговечно: в звезде массой 25 солнечных масс этот процесс израсходует большую часть углерода в ядре всего за 600 лет. Продолжительность этого процесса значительно варьируется в зависимости от массы звезды. Звезды с массой менее 8–9 солнечных масс никогда не достигают достаточно высокой температуры в ядре для горения углерода и заканчивают свою жизнь как углеродно-кислородные белые карлики после того, как слабые вспышки гелия в оболочке мягко сбрасывают внешнюю оболочку в планетарную туманность. На поздних стадиях ядерного горения они развивают мощный звездный ветер, который быстро выбрасывает внешнюю оболочку в планетарную туманность, оставляя после себя ядро белого карлика, состоящее из O, Ne, Na и Mg, массой около 1,1 солнечной массы.