Русская Википедия:Углеродная детонация
Шаблон:Другие значения Шаблон:Ядерные процессы Углеро́дная детона́ция — взрывной этап звездного нуклеосинтеза, приводящий к переходу звезд типа белый карлик в сверхновую типа Ia. Сопровождается термоядерными реакциями с участием углерода и кислорода в вырожденном ядре звёзд.
Процесс
Общим во всех сценариях образования сверхновых типа Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне нуклеосинтеза, идущей от центра к поверхности, текут реакции[1]:
- <math>^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow~^{28}Si~+~\gamma~(Q = 16,76~MeV),</math>
- <math>^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow~^{56}Ni~+~\gamma~(Q=10,92~MeV).</math>
После начала реакции существенная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжёлые элементы всего лишь за несколько секунд[2], повышая внутреннюю температуру до миллиардов кельвинов. Такой выброс энергии ((1—2)×1044 Дж[3]) достаточен для разрыва звезды, когда отдельные составляющие её частицы приобретают кинетическую энергию достаточную, чтобы преодолеть гравитацию звезды и покинуть её. Звезда бурно взрывается и образует ударную волну, в которой материя движется со скоростью порядка 5000—20000 км/с, что составляет примерно 6 % скорости света. Энергия, выделяемая при взрыве, также вызывает экстремальное увеличение светимости. Типичная наблюдаемая абсолютная величина сверхновой типа Ia составляет Mv = −19,3 (приблизительно в 5 миллиардов раз ярче Солнца)[4], интервал изменчивости светимости весьма небольшой.
Механизм возникновения
В настоящее время считается, что углеродная детонация может протекать в случае аккреции на белые карлики с массами, близкими к пределу Чандрасекара. При этом температура и давление в ядре поднимаются достаточно для начала термоядерной реакции слияния углерода. Аккреция является одним из механизмов образования сверхновых типа Ia[5]. Углеродная детонация также может протекать, в некоторых случаях, в вырожденных ядрах сверхгигантов с массами в 8—10 солнечных масс. Однако предположение, что углеродная детонация может привести в этом случае к появлению сверхновой типа II[6][7], в настоящее время поставлено под сомнение. По некоторым моделям при углеродной детонации в ядрах сверхгигантов возможно быстрое снятие вырождения с продолжением дальнейшей эволюции звезды[8].
Звёзды главной последовательности находятся в тепловом равновесном состоянии, при котором локальное увеличение температуры (энерговыделения) приводит к увеличению объёма звезды, что в свою очередь уменьшает температуру и звезда возвращается к равновесию. Однако в белых карликах давление поддерживается не за счёт теплового механизма, а квантовым эффектом давления вырожденного электронного газа, которое не зависит от температуры. В результате у белых карликов отсутствует механизм отрицательной обратной связи для поддержания равновесного состояния при начале термоядерной реакции, в результате чего она протекает со взрывообразным характером, когда её начало ведёт к росту температуры, что, в свою очередь, увеличивает скорость реакции и температуру.
См. также
Примечания
Ссылки
- JINA: Type Ia Supernova Flame ModelsШаблон:Ref-en
- A Computer Simulation of Carbon Detonation/DeflagrationШаблон:Ref-en
Шаблон:Сверхновые Шаблон:Звёзды
- ↑ Шаблон:Книга
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Wolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Type Ia supernova explosion models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics Vol. 38: 191—230 (Sep. 2000).
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Fujimoto, M.Y. et al. Dynamical instability of the envelope of red supergiants and the lower mass limit for carbon detonation supernovae // Astrophysics and Space Science, vol. 45, Nov. 1976, p. 71—77.
- ↑ В. А. Батурин, И. В. Миронова. Звезды: их строение, жизнь и смерть.
