Kohlenstoff verbrennende Prozess- oder Kohlenstoff-Fusion ist eine Reihe von Kernfusionsreaktionen, die in massiven Sternen stattfinden (mindestens 8 bei der Geburt), die die leichteren Elemente in ihren Kernen verbraucht haben. Es verlangt hohe Temperaturen (> 5×10 K oder 50 keV) und Dichten (> 3×10 Kg/M).

Diese Zahlen für die Temperatur und Dichte sind nur ein Führer. Massivere Sterne verbrennen ihren Kernbrennstoff schneller, da sie größere Gravitationskräfte ausgleichen müssen, um im (ungefähren) hydrostatischen Gleichgewicht zu bleiben. Das bedeutet allgemein höhere Temperaturen, obwohl niedrigere Dichten, als für weniger massive Sterne. Um die richtigen Zahlen für eine besondere Masse und eine besondere Bühne der Evolution zu bekommen, ist es notwendig, ein numerisches mit Computeralgorithmen geschätztes Sternmodell zu verwenden. Solche Modelle werden ständig gestützt auf Partikel-Physik-Experimenten raffiniert (die Kernreaktionsraten messen) und astronomische Beobachtungen (die direkte Beobachtung des Massenverlustes, Entdeckung von Kernprodukten von Spektrum-Beobachtungen einschließen, nachdem sich Konvektionszonen von der Oberfläche bis Fusion verbrennende Gebiete - bekannt als 'Bagger'-Ereignisse entwickeln - und so bringen Sie Kernprodukte zur Oberfläche und viele andere Beobachtungen, die für Modelle wichtig sind).

Fusionsreaktionen

Die Hauptreaktionen sind:

Reaktionsprodukte

Diese Folge von Reaktionen kann durch das Denken an die zwei aufeinander wirkenden Kohlenstoff-Kerne als kommend zusammen verstanden werden, um einen aufgeregten Staat des Mg 24 Kern zu bilden, der dann auf eine der fünf Weisen verfällt, die oben verzeichnet sind. Die ersten zwei Reaktionen sind stark exothermic, wie angezeigt, durch die großen positiven Energien veröffentlicht, und sind die häufigsten Ergebnisse der Wechselwirkung. Die dritte Reaktion ist stark endothermic, wie angezeigt, durch die große negative Energie, die anzeigt, dass Energie absorbiert aber nicht ausgestrahlt wird. Das macht es viel weniger wahrscheinlich, doch möglich in der energiereichen Umgebung des Kohlenstoff-Brennens. Aber die Produktion von einigen Neutronen durch diese Reaktion ist wichtig, da sich diese Neutronen mit schweren Kernen, Gegenwart in winzigen Beträgen in den meisten Sternen verbinden können, um noch schwerere Isotope im S-Prozess zu bilden.

erwarten könnte, war die vierte Reaktion von seiner großen Energieausgabe am üblichsten, aber tatsächlich ist es äußerst unwahrscheinlich, weil es über die elektromagnetische Wechselwirkung weitergeht, weil es ein Gammastrahl-Foton erzeugt, anstatt die starke Kraft zwischen Nukleonen zu verwerten, wie die ersten zwei Reaktionen tun. Nukleonen sehen viel größer zu einander aus, als sie zu Fotonen dieser Energie tun. Jedoch ist das Mg 24 erzeugte in dieser Reaktion sind das einzige verlassene Magnesium, wenn der Kohlenstoff verbrennende Prozess, als Mg 23 endet, radioaktiv.

Die letzte Reaktion ist auch sehr unwahrscheinlich, da sie drei Reaktionsprodukte einschließt, sowie endothermic seiend — an die Reaktion denken, die rückwärts weitergeht, würden die drei Produkte alle verlangen, um zur gleichen Zeit zusammenzulaufen, der weniger wahrscheinlich ist als zwei Körperwechselwirkungen.

Die durch die zweite Reaktion erzeugten Protone können an der Protonenproton-Kettenreaktion oder dem CNO Zyklus teilnehmen, aber sie können auch von Na-23 gewonnen werden, um Ne-20 plus Er 4 Kern zu bilden. Tatsächlich gewöhnt sich ein bedeutender Bruchteil des durch die zweite Reaktion erzeugten Na-23 dieser Weg. Der Sauerstoff (O-16), der bereits durch die Helium-Fusion in der vorherigen Bühne der Sternevolution erzeugt ist, schafft, den Kohlenstoff verbrennenden Prozess ziemlich gut, trotz etwas davon zu überleben, durch das Gefangennehmen von Ihm 4 Kerne in Sternen zwischen 9 und 11 Sonnenmassen verbraucht werden. So ist das Endergebnis des Kohlenstoff-Brennens eine Mischung hauptsächlich Sauerstoffes, Neons, Natriums und Magnesiums.

Die Tatsache, dass die Massenenergie-Summe der zwei Kohlenstoff-Kerne diesem eines aufgeregten Staates des Magnesium-Kerns ähnlich ist, ist als 'Klangfülle' bekannt. Ohne diese Klangfülle würde das Kohlenstoff-Brennen nur bei Temperaturen hundertmal höher vorkommen.

Die experimentelle und theoretische Untersuchung solcher Klangfülle ist noch ein Thema der Forschung. Eine ähnliche Klangfülle vergrößert die Wahrscheinlichkeit des Prozesses des dreifachen Alphas, der für die ursprüngliche Produktion von Kohlenstoff verantwortlich ist.

Neutrino-Verluste

Neutrino-Verluste fangen an, ein Hauptfaktor in den Fusionsprozessen in Sternen bei den Temperaturen und Dichten des Kohlenstoff-Brennens zu werden. Obwohl die Hauptreaktionen mit neutrinos nicht verbunden sind, tun die Seitenreaktionen wie die Protonenproton-Kettenreaktion. Aber die Hauptquelle von neutrinos bei diesen hohen Temperaturen schließt einen Prozess in die als Paar-Produktion bekannte Quant-Theorie ein. Ein hoher Energiegammastrahl, der eine größere Energie hat als die Rest-Masse von zwei Elektronen (Massenenergie-Gleichwertigkeit) kann mit elektromagnetischen Feldern der Atomkerne im Stern aufeinander wirken, und eine Partikel und Antiteilchen-Paar eines Elektrons und Positrons werden.

Normalerweise vernichtet der Positron schnell mit einem anderen Elektron, zwei Fotonen erzeugend, und dieser Prozess kann bei niedrigeren Temperaturen sicher ignoriert werden. Aber ungefähr 1 in 10 Paar-Produktion endet mit einer schwachen Wechselwirkung des Elektrons und Positrons, der sie durch ein Neutrino und Antineutrino-Paar ersetzt. Da sie sich mit eigentlich der Geschwindigkeit des Lichtes bewegen und sehr schwach mit der Sache aufeinander wirken, entkommen diese Neutrino-Partikeln gewöhnlich dem Stern ohne, aufeinander zu wirken, ihre Massenenergie wegtragend. Dieser Energieverlust ist mit der Energieproduktion von der Kohlenstoff-Fusion vergleichbar.

Neutrino-Verluste, dadurch und ähnliche Prozesse, spielen eine immer wichtigere Rolle in der Evolution der massivsten Sterne. Sie zwingen den Stern, seinen Brennstoff bei einer höheren Temperatur zu verbrennen, um sie auszugleichen. Fusionsprozesse sind zur Temperatur sehr empfindlich, so kann der Stern mehr Energie erzeugen, hydrostatisches Gleichgewicht auf Kosten des Brennens durch aufeinander folgenden Kernbrennstoff jemals schneller zu behalten. Fusion erzeugt weniger Energie pro Einheitsmasse, weil die Kraftstoffkerne schwerer werden, und sich der Kern des Sterns zusammenzieht und anheizt, wenn er von einem Brennstoff bis das folgende umschaltet, so reduzieren beide diese Prozesse auch bedeutsam die Lebenszeit jedes aufeinander folgenden Fusion verbrennenden Brennstoffs.

Bis zum Helium-Brennen sind die Neutrino-Verluste unwesentlich, aber von Kohlenstoff, der die Verminderung der Lebenszeit wegen ihrer grob verbrennt, vergleicht das wegen der Kraftstoffänderung und Kernzusammenziehung. In aufeinander folgenden Kraftstoffänderungen in den massivsten Sternen wird die Verminderung der Lebenszeit durch die Neutrino-Verluste beherrscht. Zum Beispiel verbrennt ein Stern von 25 Sonnenmassen Wasserstoff im Kern seit 10 Jahren, Helium seit 10 Jahren und Kohlenstoff seit nur 10 Jahren.

Sternevolution

Während der Helium-Fusion bauen Sterne träge Kernreiche in Kohlenstoff und Sauerstoff auf. Der träge Kern erreicht schließlich genügend Masse, um wegen der Schwerkraft zusammenzubrechen, während sich das Helium-Brennen allmählich äußer bewegt. Diese Abnahme im trägen Kernvolumen erhebt die Temperatur zur Kohlenstoff-Zünden-Temperatur. Das wird die Temperatur um den Kern erheben und Helium erlauben, in einer Schale um den Kern zu brennen. Außerhalb dessen ist eine andere Schale brennender Wasserstoff. Das resultierende Kohlenstoff-Brennen stellt Energie vom Kern zur Verfügung, um das mechanische Gleichgewicht des Sterns wieder herzustellen. Jedoch ist das Gleichgewicht nur kurzlebig; in einem Stern von 25 Sonnenmassen wird der Prozess den grössten Teil des Kohlenstoff im Kern in nur 600 Jahren verbrauchen.

Sterne mit unter 8-9 Sonnenmassen erreichen nie hoch genug Kerntemperatur, um Kohlenstoff zu verbrennen, stattdessen ihre Leben beendend, weil weißer Kohlenstoff-Sauerstoff überragt, nachdem Schale-Helium-Blitze freundlich den Außenumschlag in einem planetarischen Nebelfleck vertreiben.

In den späten Stufen des Kohlenstoff-Brennens entwickeln Sterne mit Massen zwischen 8 und 11 Sonnenmassen einen massiven Sternwind, der schnell den Außenumschlag in einem planetarischen Nebelfleck vertreibt, der einen O Ne Na Mg weißer Zwergkern von ungefähr 1.1 Sonnenmassen zurücklässt. Der Kern erreicht nie hoch genug Temperatur für das weitere Fusionsbrennen von schwereren Elementen als Kohlenstoff.

Sterne mit mehr als 11 Sonnenmassen fahren mit dem neonverbrennenden Prozess nach der Zusammenziehung des trägen fort (O, Nebraska, Na, Mg) Kern erhebt die Temperatur genug.

Siehe auch

• Protonenproton-Kettenreaktion
• CNO bearbeiten
• Dreifacher Alpha-Prozess
• Alpha-Prozess
• Kohlenstoff detonation
• Neon, das brennt