Кислородно согорување

Кислородно согорување — процеси на јадрено соединување што се одвиваат во масивни ѕвезди што ги потрошиле полесните елементи во нивните јадра. На овој процес му претходи неонското, а му следи силициумско согорување. Кога завршува неонското согорување, јадрото на ѕвездата се собира и загрева додека не достигне доволно температура за да го запали кислородот. Реакциите на согорување кислород се слични на оние кога согорува јаглерод; меѓутоа, тие се случуваат на повисока температура и густина поради поголемата Кулонова пречка на кислородот.

Реакции

Кислородот се пали не температура од (1,5–2,6)×10⁹ K^[1] и густински опсег од (2,6–6,7)×10¹² кг·м⁻³.^[2] Главните реакции се дадени подолу,^[3][4] а соодносите на разгранување претполагаат дека деутеронскиот канал е отворен (на високи температури):^[3]

16 8O	+	16 8O	→	28 14Si	+	4 2He	+	9,593 MeV (34 %)
			→	31 15P	+	1 1H	+	7,676 MeV (56 %)
			→	31 16S	+	n	+	1,459 MeV (5 %)
			→	30 14Si	+	2 1 1H	+	0,381 MeV
			→	30 15P	+	2 1D	−	2,409 MeV (5 %)
Или пак:[5][6][7][8][9]
			→	32 16S	+	γ	+	16,539 MeV
			→	24 12Mg	+	2 4 2He	−	0,393 MeV

Близу 2×10⁹ K стапката на кислородно согорување е приблужно 2,8×10⁻¹²(T₉/2)³³,^[3][5] каде T₉ е темпераурата во милијадри келвини. Земено во целина, главните производи од кислородното согорување се ^{[3] 28}Si, ^32,33,34S, ^35,37Cl, ^36,38Ar, ^39,41K и ^40,42Ca. Од нив, ²⁸Si и ³²S сочинуваат 90 % од конечниот состав.^[3] Кислородот во јадрото се исцрпува по 0,01 до 5 години, зависно од масата на ѕвездата и други параметри.^[1][3] Силициумското согорување кое следува создава железо, но ова железо не може понатаму да реагира за да создаде енергија во поддршка на ѕвездата.

Во текот на кислородното согорување кое напредува нанадвор, има обвивка во која се согорува кислород, проследена од неонска, јаглеродна, хелиумска, а потоа водородна обвивка. Процесот на кислородно согорување е последната јадрена реакција во ѕвезденото јадро која не следи со алфа-процес.

Преткислородно согорување

Иако ¹⁶O е полесен од неонот, неонското согорување се случува пред кислородното бидејќи ¹⁶O е двојно волшебно јадро и затоа е крајно нестабилно. Во споредба со кислородот, самиот неон е многу помалку стабилен. Затоа, неонското согорување се одвива на многу пониска температура од ¹⁶O + ¹⁶O.^[9] За време на неонското согорување, во ѕвезденото јадро се насобиаат кислород и магнезиум. На почетокот, кислородот во ѕвезденото јадро е изобилен поради хелиумското (⁴He(2α,γ)¹²C(α,γ)¹⁶O), јаглеродното (¹²C(¹²C,α)²⁰Ne, ¹²C(α,γ)¹⁶O) и неонското согорување (²⁰Ne(γ,α)¹⁶O). Реакцијата ¹²C(α,γ)¹⁶O има значителен ефект на стапката на реакција во кислородното согорување, бидејќи создава големи количества на ¹⁶O.^[3]

Струјно заоблени пламени и вонсредишно палење на кислородот

Кај ѕвездите со маса над 10,3 Сончеви маси (M_☉), кислородот се пали во јадрото или воопшто не се пали. Истото важи и за ѕвездите со маса под 9 M_☉ (без насобирање на дополнителна маса). Меѓутоа, кај оние од 9 до 10,3 M_☉ кислородот се пали вон средиштето.

Ѕвездите во овој масен опсег согоруваат неон во струевита обвивка наместо во јадрото. На пример, во ѕвезда со 9,5 M_☉ неонот согорува во обвивка приближно 0,252 M_☉ (~1.560 км) вон средиштето. Од блесокот при палењето, неонскиот струевит појас се протега до 1,1 M_☉ и најголема моќ околу 10³⁶ W. По само еден месец моќта се намалува на 10³⁵ W и се задржува како таква 10 години. По оваа фаза неонот во обвивката се истрошува, што води до поголем навнатрешен притисок на ѕвездата. Ова ја зголемува температурата на обвивката на 1,65 милијарди келвини. Така има струјно сврзана пламена предница што согорува неон која се движи кон јадрото. Ова движење на пламенот е тоа што на крајот доведува до согорување на кислород. За 3 години пламенот развива температура од 1,83 милијарди келвини, и така согорувањето на кислород може да почне. Ова се случува околу 9,5 години пред да се развие железното јадро. Слично како почетокот на неонското согорување, вонсредишното кислородно согорување почнува со друг блесок. Од неонското и кислородното согорување произлегува пламен што согорува струевито како што напредува кон јадрото, додека на обвивката што согорува кислород постојано ѝ се намалува масата.^[8]

Загуба на неутрина

Во согорувањето на кислород, губењето на енергија поради ослободување на неутрина станува релевантно. Со големата загуба на енергија, кислородот мора да гори на температура над милијадра келвини за да одржи зрачен притисок кој е доволно силен за да ја одржи ѕвездата против гравитацијата. Покрај тоа, две електронозафатни реакции (кои создаваат неутрина) добиваат на значење кога густината на материјата ќе стане доволно голема (ρ > 2×10⁷ г/см³). Поради овие чинители, временската рамка на кислородното согорување е многу покуса за тешки и густи ѕвезди.^[7]

Експлозивно кислородно согорување

Процесот на кислородно согорување може да се случи под хидростатички и под експлозивни услови. Производите од двата начина на согорување се слични. Меѓутоа, стабилното согорување го придружува голем број на електронски зафати, а експлозивното има значително повеќе фотојадрени реакции. Во температурниот опсег (3–4)×10⁹ K, фотојадрената реакција и кислородното соединување се одвиваат со споредливи стапки.^[3]

Парно нестабилни супернови

Главна статија: Парно нестабилна супернова

Многу масивните ѕвезди (140–260 M_☉) од населението III можат да станал нестабилни во ткеот на кислороднот осогорување поради создавањето на парови. Ова води до термојадрена експлозија која сосема ја пореметува ѕвездата.^[2][6]

Наводи

1. El Eid, M. F., B. S. Meyer, and L.‐S. The. "Evolution of Massive Stars Up to the End of Central Oxygen Burning." ApJ The Astrophysical Journal 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 21 July 2004. Web. 8 Apr. 2016.
2. Hirschi. "Evolution and nucleosynthesis of Very Massive Stars". arXiv:1409.7053v1 [astro-ph.SR] 24 Sep 2014.
3. Woosley, Heger, and Weaver. "The evolution of massive stars". Reviews of Modern Physics, Volume 74, October 2002.
4. Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983).
5. Caughlan and Fowler. "Thermonuclear reaction rates”. Atomic Data and Nuclear Data Tables, 40, 283–334 (1988).
6. Kasen, Woosley, and Heger. "Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout". The Astrophysical Journal 734:102, 2011 June 20.
7. Carroll, Bradley W., and Dale A. Ostlie. "An Introduction to Modern Astrophysics". San Francisco, Pearson Addison-Wesley, 2007.
8. S. E. Woosley and Alexander Heger. "The Remarkable Deaths of 9–10 Solar Mass Stars". arXiv:1505.06712v1. May 2015.
9. Longair, Malcolm. "High Energy Astrophysics", 3rd edition, (2011).

Надворешни врски

• Соединување на јаглеродот и кислодород, The Astrophysics Spectator (англиски)
• За кислородното согорување, В. Д. Арнет, Astrophysical Journal (англиски)