Arderea nucleară a siliciului

Versiunea actuală a paginii nu a fost încă examinată de colaboratori experimentați și poate diferi semnificativ de versiunea revizuită la 8 mai 2022; verificarea necesită 1 editare .

Arderea siliciului  este o secvență de reacții termonucleare care au loc în adâncurile stelelor masive (cel puțin 8-11 mase solare ), în timpul cărora nucleele de siliciu sunt transformate în nuclee de elemente mai grele. Acest proces necesită o temperatură ridicată ( 2,7–3,5⋅10 9  K , ceea ce corespunde unei energii cinetice de 230–300 keV) și o densitate ( 10 5–10 6 g /  cm³ ). Etapa de ardere a siliciului urmează etapele de ardere a hidrogenului, heliului, carbonului, neonului și oxigenului; este etapa finală în evoluția unei stele datorită proceselor termonucleare. După finalizarea acesteia, în miezul stelei nu mai există surse de energie termonucleară disponibile, deoarece în urma arderii siliciului se formează nuclee de grup de fier, care au energia de legare maximă per nucleon și nu mai sunt capabile de reacții termonucleare exoterme. . Încetarea eliberării de energie duce la pierderea capacității nucleului stelar de a contracara presiunea straturilor exterioare, la prăbușirea catastrofală a stelei și la izbucnirea unei supernove de tip II .

Reacții nucleare

Datorită temperaturii ridicate, fotodezintegrarea parțială a nucleelor ​​de siliciu are loc în reacțiile ( γ , α ) , (γ, p ) , (γ, n ) . Particulele alfa rezultate, protonii și neutronii încep să reacționeze cu nucleele de siliciu rămase. Ca rezultat al multor reacții, se formează elemente mai grele, inclusiv elemente în apropierea fierului. Exemple de astfel de reacții sunt, de exemplu:

28 Si + 4 He ↔ 32 S + γ 32 S + 4 He ↔ 36 Ar + γ 36 Ar + 4 He ↔ 40 Ca + γ 40 Ca + 4 He ↔ 44 Ti + γ 44 Ti + 4 He ↔ 48 Cr + γ 48 Cr + 4 He ↔ 52 Fe + γ 52 Fe + 4 He ↔ 56 Ni + γ

Reacție directă ca „siliciu+siliciu”

28 Si + 28 Si → 56 Ni + γ ( Q ≈ 10,9 MeV)

puțin probabil din cauza barierei Coulomb mari.

Arde siliciu în stele

Arderea siliciului este etapa finală a fuziunii termonucleare în nucleele stelelor, cea mai rapidă fază a evoluției stelare. Pentru stelele masive (mai mult de 25 de mase solare), timpul de ardere a siliciului este estimat la doar 1 zi. Arderea elementelor mai grele nu are loc, deoarece în astfel de reacții energia nu mai este eliberată, ci absorbită.

O durată atât de scurtă a reacțiilor nucleare cu elemente grele se explică nu numai prin scăderea randamentului energetic pe nucleon. În general, luminozitatea ridicată a stelelor masive afectează, drept urmare energia radiată pe unitatea de masă este cu ordine de mărime mai mare decât cea a piticilor precum Soarele. Totuși, principalul factor de reducere a timpului reacțiilor nucleare care implică elemente grele este așa-numita răcire cu neutrini : la temperaturi de peste un miliard de kelvin, ciocnirea razelor gamma cu nucleele poate genera perechi neutrino-antineutrini. Odată cu o creștere suplimentară a temperaturii, fracțiunea de energie transportată de perechile de neutrini crește din ce în ce mai mult, iar pentru neutrini, nucleul stelei este transparent (ele transportă energia fără piedici), nucleul este comprimat din ce în ce mai mult și ultimele reacții nucleare care apar pot avea loc sub forma unei explozii [1] .

Note

  1. ↑ Kippenhahn, R. 100 Billion Suns: The Birth, Life, and Death of Stars. - Moscova: Mir, 1988.

Link -uri