Procesul de topire a carbonului
Procesul de fuziune a carbonului este o reacție de fuziune nucleară care are loc în stelele masive (de cel puțin 8 ori masa solară ) atunci când au epuizat toate elementele mai ușoare din nucleul lor. Necesită temperaturi ridicate ( 6 × 10 8 K ) și densitate (aprox 2 × 10 8 kg / m³ ). [1]
Reacțiile de fuziune
Seria de reacții care pot apărea se dezvoltă în diverse etape, cum ar fi: [2]
| 12 C + 12 C | → | 24 Mg + γ | |
| → | 23 Mg + n | ||
| → | 23 Na + 1 H | ||
| → | 20 Ne + 4 He | ||
| → | 16 O + 2 4 El |
Fuziunea carbonului începe atunci când heliul din miez se termină. De fapt, în timpul fuziunii heliului, miezul stelei este îmbogățit cu carbon și oxigen, care totuși rămân inerte, deoarece temperatura și densitatea nu sunt suficiente pentru a declanșa reacția de fuziune. Când heliul nucleului este consumat, producția de energie încetează, ceea ce compensează forța gravitațională atractivă și menține steaua în echilibru hidrostatic și, prin urmare, nucleul se prăbușește, crescându-i astfel temperatura și densitatea până ajunge la punctul de aprindere a carbon. [3] Acest lucru determină o creștere suplimentară a temperaturii miezului, care implică, de asemenea, straturile imediat înconjurătoare, în care reacțiile de fuziune ale heliului încă găsite în acest înveliș pot fi declanșate în acest moment. Steaua crește în dimensiune și devine un supergigant roșu. Într-o stea a cărei masă este de 25 de ori mai mare decât cea a soarelui, procesul de fuziune a carbonului consumă tot acest element în aproximativ 600 de ani. [4]
Arderea carbonului determină acumularea produselor de reacție (O, Mg, Ne) într-un nou miez inert. După câteva mii de ani, carbonul este, de asemenea, epuizat și, prin urmare, este declanșat un nou proces de contracție care încălzește miezul până la aprinderea neonului (vezi Procesul de topire a neonului ). În jurul miezului, există încă un strat în care carbonul continuă să ardă, apoi stratul în care arde heliu și, în cele din urmă, cel în care hidrogenul încă arde.
Evoluția stelară
Stelele cu mase între 4 și 8 ori mai mari decât ale Soarelui nu ating niciodată o temperatură centrală suficient de ridicată pentru a declanșa fuziunea carbonului și, prin urmare, să se destabilizeze, măturând straturile cele mai exterioare și cele mai ușoare, originând un vânt stelar care dă naștere la formarea unei planete. nebuloasă ; [5] [6] în centru rămâne doar o pitică albă formată din nucleul CO-Ne-Mg.
În ultimele etape ale fuziunii carbonului, stelele cu masa cuprinsă între 8 și 11 ori mai mare decât cea a soarelui dezvoltă un vânt solar puternic care mătură straturile exterioare, creând o nebuloasă planetară și lăsând o pitică albă cu O-Ne-Na-Mg în centru.de aproximativ 1,1 mase solare. [5] Miezul nu mai poate atinge temperatura necesară pentru a declanșa fuziunea elementelor mai grele decât carbonul. [6]
Stelele de mase superioare continuă procesul de contracție a nucleului până când ajung la temperatura care permite declanșarea topirii neonului , dar evoluția de aici înainte este atât de rapidă încât straturile exterioare nu îl pot urma. [6]
Notă
- ^ Ryan, Sean G.; Norton, Andrew J., Stellar Evolution and Nucleosynthesis , Cambridge University Press, 2010, p. 135, ISBN 978-0-521-13320-3 .
- ^ WH Camiel, de Loore, C. Doom, Structura și evoluția stelelor unice și binare , în Camiel WH de Loore (ed.), Volumul 179 din Astrophysics and space science library , Springer, 1992, pp. 95–97, ISBN 978-0-7923-1768-5 .
- ^ Ostlie, Dale A. și Carrol, Bradley W., An introduction to Modern Stellar Astrophysics , Addison-Wesley (2007)
- ^ Anderson, Scott R., Curs deschis: Astronomie: Lectura 19: Moartea stelelor de mare masă , GEM (2001)
- ^ a b Siess L., Evoluția stelelor masive AGB. I. Faza de ardere a carbonului , în Astronomie și astrofizică , vol. 476, nr. 2, 2007, pp. 893–909, Bibcode : 2006A & A ... 448..717S , DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053043 .
- ^ a b c Ryan (2010), pp. 147-148
