WikiDer > Carbon Fusion

Der Prozess von Kohlenstofffusion oder Kohlenstoffverbrennung beinhaltet eine Reihe von Kernreaktionen, die in den Kernen massereicher Sterne (von mindestens 8 ich_☉ bei der Sternengeburt) das Kohlenstoff verschmilzt mit anderen Elementen. Hohe Temperaturen (> 5×10⁸k oder 50 keV) und Dichten (> 3×10⁹ kg/m³) erforderlich.

Diese Temperatur- und Dichtezahlen sind nur indikativ. Massivere Sterne verbrauchen ihre Masse schneller, weil sie mit einer größeren Anziehungskraft im hydrostatisches Gleichgewicht. Dies bedeutet im Allgemeinen höhere Temperaturen, wenn auch bei geringerer Dichte, als bei weniger massereichen Sternen. Um die richtigen Zahlen zu einer bestimmten Masse zu erhalten, kann man stellare Strukturmodelle in Kombination mit Computeralgorithmen verwenden. Solche Modelle werden regelmäßig verfeinert, basierend auf Experimenten aus der Kernphysik (die Kernreaktionen messen) und astronomische Beobachtungen (wie die direkte Beobachtung Massenverlust, Kernprodukte im Spektrum).

Fusionsreaktionen

Die wichtigsten Reaktionen sind:

¹²C ¹²C → ²⁰Ne ⁴Hallo (4.617 MeV)

¹²C ¹²C → ²³NaH (2.241 MeV)

¹²C ¹²C → ²³Mgn (− 2.599 MeV)

Alternativen:

¹²C ¹²C → ²⁴Mg (13.933 MeV)

¹²C ¹²C → ¹⁶O 2 ⁴Er (− 0,113 MeV)

Reaktionsprodukte

Diese Reaktionsfolge kann so verstanden werden, dass die beiden Kohlenstoffkerne miteinander verschmelzen, um a . zu bilden aufgeregter Zustand von a ²⁴Mg-Kern, der dann auf eine der fünf oben formulierten Arten zerfällt. Die ersten beiden Reaktionen sind stark exotherm, wie sich aus den erzeugten positiven Energien ableiten lässt, und sind die häufigsten Reaktionsprodukte. Die dritte Reaktion ist stark endotherm, was aus der großen negativen Energie abgeleitet werden kann, die darauf hinweist, dass sie absorbiert und nicht abgestrahlt wird. Dies macht dies in der hochenergetischen Umgebung der Kohlenstofffusion unwahrscheinlicher, aber nicht unmöglich. Die Produktion dieser wenigen Neutronen ist relevant, da sie sich mit schweren Kernen, die in den meisten Sternen in minimalen Mengen vorhanden sind, zu noch schwereren Isotopen verbinden können s-Prozess (Deutsch: Slow Neutron Capture Process): das Einfangen von Neutronen in einem Atomkern, damit es Massenzahl dieses Isotops um 1 erhöht oder - im Fall von Betazerfall - es Ordnungszahl erhöht sich um 1.

Die vierte Reaktion erscheint auf den ersten Blick aufgrund der hohen freigesetzten Energie am häufigsten, ist jedoch sehr unwahrscheinlich, da sie durch elektromagnetische Wechselwirkung entsteht, da sie a Reichweite-Photon produziert, anstatt die starke Kernkraft zwischen den Kernen, wie in den ersten beiden Reaktionen. Kerne ziehen sich stärker an, als es eine Wechselwirkung zwischen einem Photon dieser Energie und einem solchen Kern gibt. Das ²⁴Der Mg-Kern ist jedoch das einzige Magnesium, das beim Brennen der Kohlenstoffschmelze im Kern verbleibt, weil ²³Mg ist instabil.

Auch letztere Reaktion ist sehr unwahrscheinlich, da sie mit drei Reaktionsprodukten verbunden ist und zudem endotherm ist – bei umgekehrter Reaktion müssten drei Reaktionsprodukte gleichzeitig zusammenkommen, was schwieriger ist als nur zwei.

Die bei der zweiten Reaktion erzeugten Protonen können an der Proton-Proton-Zyklus, oder der Kohlenstoff-Stickstoff-Kreislauf, aber sie können auch von den ²³nach om dann ²⁰Ne und ⁴He-Kerne bilden. Ein großer Teil der ²³Durch die zweite Reaktion erzeugtes Na wird auf diese Weise verbraucht. In Sternen von 9 bis 11 ich_☉ (Sonnenmasse) überlebt Sauerstoff (¹⁶O) gut, vorher produziert von der Heliumfusion in früheren Phasen von Sternenentwicklung, auch wenn ein Teil davon durch die Verschmelzung mit . verbraucht wird ⁴Er-Kerne. Das Endergebnis der Kohlenstofffusion ist eine Mischung aus hauptsächlich Sauerstoff, Neon, Natrium und Magnesium.

Die Tatsache, dass die Massenenergie zweier Kohlenstoffkerne mit der eines angeregten Zustands des Magnesiumkerns vergleichbar ist, wird als „Resonanz“ bezeichnet. Ohne diese Resonanz würde die Kohlenstofffusion nur bei 100-mal höheren Temperaturen stattfinden. Die experimentelle und theoretische Erforschung solcher Resonanzen ist noch im Gange. Ein ähnlicher Resonanzeffekt erhöht die Wahrscheinlichkeit, dass Triple-Alpha-Prozess, verantwortlich für die anfängliche Produktion von Kohlenstoff.

Neutrinoverlust

Neutrinoverlust ist ein großer Faktor im Fusionsprozess in Sternen mit der Temperatur und Dichte der Kohlenstofffusion. Während bei den Hauptreaktionen keine Neutrinos entstehen, entstehen bei den Nebenreaktionen wie z Proton-Proton-Zyklus Ja. Aber die Hauptquelle für Neutrinos bei diesen hohen Temperaturen ist ein Prozess aus dem Quantenmechanik namens Paarproduktion. gamma Strahlen mit hoher Energie, größer als die Restmenge des Masse-Energie-Beziehung von zwei Elektronen, auf die elektromagnetischen Felder der Atomkerne im Stern einwirken können, um ein Teilchen zu bilden und Anti-Partikel als Elektron und Positronenpaar Formen.

Normalerweise wird das Positron schnell vernichten mit einem Elektron, wodurch zwei Gammaphotonen erzeugt werden, und dieser Vorgang ist auch bei niedrigeren Temperaturen unwichtig. Aber bei 1 zu 10¹⁹ Paarproduktionen findet a schwache Wechselwirkung zwischen Elektron und Positron und ersetzt sie durch ein Neutrino- und ein Antineutrino-Paar. Da sich diese Teilchen praktisch mit Lichtgeschwindigkeit fortbewegen und kaum mit anderer Materie wechselwirken (ein Bleiblock müsste ein Lichtjahr (etwa 9,5 Billionen km) dick sein, um die Hälfte der Neutrinos daran zu hindern, ihn zu passieren), bewegt sich ihre Massenenergie energy weg vom Stern. Dieser Energieverlust ist vergleichbar mit der Energieproduktion der Kohlenstofffusion.

Neutrinoverlust spielt nach diesen und ähnlichen Prozessen eine immer wichtigere Rolle bei der Entwicklung der meisten massereichen Sterne. Sie zwingen den Stern in eine höhere Temperatur, um ihn ausstrahlen zu können. Fusionsprozesse sind sehr temperaturempfindlich, sodass der Stern mehr Energie produzieren kann, um hydrostatisches Gleichgewicht auf Kosten der Rate, mit der Kernbrennstoff verbraucht wird. Die Kernfusion erzeugt weniger Energie pro Masseneinheit, da die verschmelzenden Kerne schwerer werden. Das Heck zieht sich zusammen und erwärmt sich, wenn sich der Treibstoff ändert, so dass beide Prozesse die Lebensdauer jedes nachfolgenden Fusionsprozesses erheblich verkürzen.

Bis einschließlich der Heliumfusionsphase ist der Neutrinoverlust vernachlässigbar. Aber durch die Verschmelzung von Kohlenstoff und schwereren Kernen ist die Verringerung des Sternenlebens aufgrund des Energieverlusts in Form von Neutrinos ungefähr gleich groß wie die erhöhte Energieproduktion durch die Kernkontraktion und den Brennstoffwechsel. Zum Beispiel mit einem Stern von 25 ich_☉ verbrennt diesen Wasserstoff im Kern in 10⁷ Jahr, Helium in 10⁶ Jahre und Kohlenstoff in nur 10³ Jahr.

Sternentwicklung

Verschiedene Schalen in einem sehr massereichen Stern, in denen verschiedene Fusionsprozesse stattfinden.

Bei der Heliumfusion bauen Sterne einen inaktiven Kern auf, der reich an Kohlenstoff und Sauerstoff ist. Dieser inaktive Kern erreicht schließlich genug Masse, um unter der Schwerkraft zu kollabieren, während der Helium-Fusionsprozess allmählich nach außen geführt wird. Diese Abnahme des inaktiven Kernvolumens erhöht die Temperatur, bis es zur Kohlenstofffusion führt. Dadurch erhöht sich auch die Kerntemperatur um den Kern herum und gibt Helium dort die richtigen Bedingungen für die Kernfusion. Draußen befindet sich eine Hülle, in der Wasserstoff verschmilzt. Der jetzt schmelzende Kohlenstoff erzeugt die Energie um den Stern mechanisches Gleichgewicht sich erholen. Dieses Gleichgewicht ist jedoch nur von kurzer Dauer; in einem Stern mit 25 ich_☉ Der größte Teil des Kohlenstoffs im Kern wird in nur 600 Jahren aufgebraucht sein. Die Dauer dieses Prozesses kann je nach Masse des Sterns stark variieren.

Sterne mit weniger als etwa 8-9 ich_☉ nie die für die Kohlenstofffusion erforderliche Kerntemperatur erreichen; stattdessen beenden sie ihr Leben als kohlensauerstoffreiche weißer Zwerg, nach dem Helium blitzt in den Schalen, die die Schale nach und nach in den Weltraum abwerfen, als Planetennebel.

In Sternen mit einer Masse zwischen 8 und 11 ich_☉, ist der Kern von Sauerstoff und Kohlenstoff im Zustand entartete Materie; Kohlenstofffusion erfolgt dann nach a Kohlenstoffblitz die nur wenige Millisekunden dauert und den Kern stört. In den letzten Stadien der Kohlenstofffusion entwickeln sie einen Riesen Sternenwind, die die äußere Hülle schnell als planetarischen Nebel ausstößt. Zurück bleibt ein Sauerstoff-Neon-Natrium-Magnesium Weißer Zwerg Kern ab ca. 1,1 ich_☉. Der Kern erreicht nie eine Temperatur, die hoch genug ist, um schwerere Elemente als Kohlenstoff zu verschmelzen.

Sterne mit mehr als 11 ich_☉ Kohlenstofffusion in einem Kern ohne entartete Materie einleiten; nachdem sie Kohlenstoff verbraucht haben, verschmelzen sie weiter Neon- sobald die Kontraktion eines inaktiven Kerns (O, Ne, Na, Mg) die Temperatur stark erhöht. Das schwerste mögliche verschmelzende Element in der Sternentwicklung ist Eisen. Dies liegt daran, dass die Verschmelzung von Eisen und allen schwereren Elementen endotherm ist.

Siehe auch

• Plasmaphysik
• Kernenergie
• Nukleosynthese