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.
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] 28Si, 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.
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]
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]
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]
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]
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]
Wikiwand in your browser!
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.
