실리콘 연소법

Silicon-burning process

천체물리학에서, 실리콘 연소는 태양 질량이 최소 8~11개인 거대한 별에서 일어나는 매우 짧은[1] 핵융합 반응의 연속이다.실리콘 연소는 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 주계열로 오랫동안 동력을 공급하는 연료가 고갈된 거대한 별들의 핵융합 마지막 단계입니다.수소, 헬륨, 탄소, 네온, 산소 연소 과정의 이전 단계를 따릅니다.

실리콘 연소는 중력 수축으로 별의 중심 온도가 27억 – 35억 켈빈으로 상승할 때 시작됩니다.정확한 온도는 질량에 따라 달라집니다.별이 실리콘 연소 단계를 마치면, 더 이상의 융합은 불가능하다.이 별은 재앙적으로 붕괴되어 II형 초신성으로 알려진 것으로 알려져 있다.

핵융합 시퀀스 및 실리콘 광집적

별이 산소 연소 과정을 완료한 후, 그 중심은 주로 실리콘과 [2][3]유황으로 구성됩니다.질량이 충분히 높으면 중심핵이 2.7~3.5GK(230~300keV)의 온도에 도달할 때까지 수축한다.이러한 온도에서 실리콘과 다른 원소는 광집적되어 양성자 또는 알파 [2]입자를 방출할 수 있습니다.실리콘 연소는 알파 프로세스에 의해 새로운 원소를 생성하는 광분산 [4]재배열로 진행되며, 다음 시퀀스에서 포획 단계마다 이러한 자유 알파[2] 입자 중 하나(헬륨 핵에 상당)를 추가합니다(알파 사진 주입은 표시되지 않음).

28
14시
 		+ 4
2그는
 		→ 32
16S
.
32
16S
. 		+ 4
2그는
 		→ 36
18아르
36
18아르
 		+ 4
2그는
 		→ 40
20Ca
40
20Ca
 		+ 4
2그는
 		→ 44
22티
44
22티
 		+ 4
2그는
 		→ 48
24Cr
48
24Cr
 		+ 4
2그는
 		→ 52
26Fe
52
26Fe
 		+ 4
2그는
 		→ 56
28니

이 사슬은 이론적으로는 지속될 수 있지만, 니켈-56 이후의 단계는 발열량이 훨씬 적고 온도가 너무 높아 광분해는 더 이상 진행되지 않습니다.

실리콘 연소 과정은 노심 붕괴에 의해 시작된 충격파에 부딪히기 전까지 약 하루 동안 지속된다.그 후, 연소는 높아진 온도에서 훨씬 더 빨라지고 재배열 사슬이 니켈-56으로 바뀌거나 초신성 방출과 냉각에 의해 멈출 때만 멈춘다.니켈-56은 며칠 또는 몇 주 후에 코발트-56으로, 그리고 철-56으로 분해되지만, 질량이 큰 별의 중심부에서는 몇 분밖에 사용할 수 없기 때문에 나중에 이 현상이 발생합니다.이 별은 핵연료가 다 떨어졌고 몇 분 안에 핵이 수축하기 시작한다.

수축의 이 단계에서 중력 수축의 잠재적 에너지는 내부를 5 GK(430 keV)까지 가열하고 이는 수축에 반대하여 지연시킵니다.그러나 새로운 핵융합 반응을 통해 추가적인 열에너지를 생성할 수 없기 때문에 최종 반대하지 않는 수축은 단 몇 초 동안만 지속되는 붕괴로 빠르게 가속된다.이 별의 중심부는 이제 중성자별 또는 충분히 질량이 큰 별이라면 블랙홀로 분쇄됩니다.별의 바깥쪽 층은 수일에서 수개월 동안 지속되는 타입 II 초신성으로 알려진 폭발로 날아가 버린다.초신성 폭발은 R-프로세스로 알려진 빠른 중성자 포획 시퀀스를 통해 대략 철보다 무거운 원소 공급의 약 1/2초 안에 합성될 수 있는 큰 중성자 폭발을 일으킨다.

결합 에너지

결합 에너지 곡선
주요 기사:핵결합 에너지와 철 피크

이 그래프는 다양한 핵종의 핵자당 결합 에너지를 보여준다.결합 에너지는 자유 양성자와 중성자의 에너지와 핵종의 에너지 사이의 차이입니다.반응 생성물이 반응물이나 반응물보다 핵자당 결합 에너지가 높으면, 반응은 발열성(에너지 방출)이며, 양성자나 중성자의 수를 바꾸지 않는 반응에만 유효하다(약력 반응 없음).볼 수 있듯이 중수소나 헬륨과 같은 가벼운 핵종은 결합하면 더 무거운 원소인 융접 과정을 통해 대량의 에너지(결합 에너지의 큰 증가)를 방출합니다.반대로 우라늄과 같은 무거운 원소는 가벼운 원소로 분해될 때 에너지를 방출한다. 즉, 핵분열 과정이다.별에서, 빠른 핵 합성은 무거운 핵에 헬륨 핵을 추가함으로써 진행됩니다.위에서 설명한 바와 같이 이 과정은 원자질량 56을 전후하여 종료됩니다.니켈-56의 붕괴는 금속 운석과 암석 행성의 핵에서 볼 수 있는 많은 양의 철-56을 설명한다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

  1. ^ Woosley, S.; Janka, T. (2006). "The physics of core collapse supernovae". Nature Physics. 1 (3): 147–154. arXiv:astro-ph/0601261. Bibcode:2005NatPh...1..147W. CiteSeerX 10.1.1.336.2176. doi:10.1038/nphys172.
  2. ^ a b c Clayton, Donald D. (1983). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. University of Chicago Press. pp. 519–524. ISBN 9780226109534.
  3. ^ Woosley SE, Arnett WD, Clayton DD, "별에서 타는 정수적 산소 II. 균형 잡힌 힘으로 타는 산소", 천체물리학.J. 175, 731 (1972)
  4. ^ 도널드 D.클레이튼, 별의 진화와 핵합성의 원리, 7장 (시카고 대학 출판부 1983년)

외부 링크