Я́дерне горі́ння ки́сню — набір реакцій ядерного синтезу за участю ядер , що відбуваються в надрах зір, важчих за Сонце. Горінню кисню передує ядерне горіння неону, а за ним слідує ядерне горіння кремнію. Коли ядерне горіння неону закінчується, ядро зорі стискається і нагрівається, доки не досягне температури займання для горіння кисню. Реакції горіння кисню подібні до реакцій горіння вуглецю, однак через вищий кулонівський бар'єр кисню вони мусять відбуватися при вищих температурах і густинах.
Реакції Ядерне горіння кисню запалюється за температур (1,5–2,6)×109 KEl Eid, M. F., B. S. Meyer, and L.‐S. The. «Evolution of Massive Stars Up to the End of Central Oxygen Burning.» ApJ The Astrophysical Journal 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 21 July 2004. Web. 8 Apr. 2016. та густин (2,6–6,7)×10 12 кг/м3Hirschi. «Evolution and nucleosynthesis of Very Massive Stars». arXiv:1409.7053v1 [astro-ph.SR] 24 Sep 2014.. Основні реакції наведені нижчеWoosley, Heger, and Weaver. «The evolution of massive stars». Reviews of Modern Physics, Volume 74, October 2002.Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983)., а вказані коефіцієнти розгалуження відповідають високим температурам, коли дейтронний канал відкритийCaughlan and Fowler. «Thermonuclear reaction rates». Atomic Data and Nuclear Data Tables, 40, 283—334 (1988).Kasen, Woosley, and Heger. «Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout». The Astrophysical Journal 734:102, 2011 June 20.Carroll, Bradley W., and Dale A. Ostlie. «An Introduction to Modern Astrophysics». San Francisco, Pearson Addison-Wesley, 2007.S. E. Woosley and Alexander Heger. «The Remarkable Deaths of 9–10 Solar Mass Stars». arXiv:1505.06712v1. May 2015.Longair, Malcolm. «High Energy Astrophysics», 3rd edition, (2011).: {| border="0" |- style="height:2em;" | ||+ || ||→ || + α + 9.593 МеВ (34 %) |- style="height:2em;" | || || ||→ || + p + 7.676 МеВ (56 %) |- style="height:2em;" | || || ||→ || + n + 1.459 МеВ (5 %) |- style="height:2em;" | || || ||→ || + 2 p + 0.381 МеВ |- style="height:2em;" | || || ||→ || + d − 2.409 МеВ (5 %) |- style="height:2em;" | || || ||→ || + γ + 16.539 МеВ |- style="height:2em;" | || || ||→ || + 2 α − 0.393 МеВ
Загалом, основними продуктами ядерного горіння кисню єWoosley, Heger, and Weaver. «The evolution of massive stars». Reviews of Modern Physics, Volume 74, October 2002. 28Si, 32,33,34S, 35,37Cl, 36,38Ar, 39,41K і 40,42Ca. З них на 28Si і 32S припадає близько 90 %. Кисень у ядрі зорі вичерпується за 0,01–5 років після початку його ядерного горіння (залежно від маси зорі та інших параметрів)El Eid, M. F., B. S. Meyer, and L.‐S. The. «Evolution of Massive Stars Up to the End of Central Oxygen Burning.» ApJ The Astrophysical Journal 611.1 (2004): 452–65. Arxiv.org. 21 July 2004. Web. 8 Apr. 2016. — дуже швидко за астрономічними мірками. Процес горіння кремнію, що слідує далі, утворює залізо й нікель, які вже є найбільш міцно зв'язаними ядрами, нездатними реагувати далі з виділенням енергії для підтримки тиску в зорі.
Ядерне горіння кисню починається в ядрі зорі, а після вичерпання кисню в ядрі переходить в оболонку навколо ядра. В ядрі після цього може запалюватись ядерне горіння кремнію. Тим часом область ядерного горіння кисню рухається далі від ядра, а ще далі від центру зорі знаходяться неонова, вуглецева, гелієва та воднева оболонки зорі з відповідними реакціями ядерного горіння на границях цих оболонок.
Ядерне горіння кисню є останньою реакцією зоряного нуклеосинтезу, яка не відбувається через альфа-процес.
Перед кисневим горінням Хоча 16O легший за неон, процес ядерного горіння неону відбувається раніше, ніж кисню. Це пояснюється тим, що 16O є подвійно магічним ядром і тому надзвичайно стабільним. У порівнянні з киснем, неон значно менш стабільний. Як наслідок, горіння неону відбувається за нижчих температур, ніж реакція 16O + 16O. Під час горіння неону в ядрі зорі накопичуються кисень і магній. На початку горіння кисню в ядрі зорі багато кисню, утвореного завдяки попереднім процесам: горінню гелію (4He(2α,γ)12C(α,γ)16O)), горінню вуглецю (12C(12C,α)20Ne, 12C(α,γ)16O)) та горінню неону (20Ne(γ,α)16O)). Реакція 12C(α,γ)16O суттєво впливає на швидкість реакцій під час горіння кисню, оскільки вона утворює велику кількість 16O.
Конвективні фронти горіння та позацентрове займання кисню У зорях масою понад 10,3 сонячних мас кисень займається в ядрі або взагалі не займається. Так само, у зорях з масою менше ніж 9 сонячних мас (без приросту маси) кисень також займається тільки в ядрі або не займається зовсім. Проте в діапазоні від 9 до 10,3 сонячних мас займання кисню відбувається поза центром.
У зорях у цьому діапазоні мас горіння неону відбувається не в ядрі, а в конвективній оболонці. Наприклад, у зорі масою 9,5 сонячних мас горіння неону відбувається в оболонці на відстані близько 1560 км від центру (внутрішні маса всередині цієї оболонки становить 0,252 сонячної маси). Після початкового спалаху неонова конвективна зона поширюється до радіусу з внутрішньою масою 1,1 сонячної маси з піковою потужністю близько 1036 Вт. Уже за місяць потужність зменшується приблизно до 1035 Вт і зберігається на цьому рівні близько 10 років. Після цього неон в оболонці вичерпується, що призводить до зростання тиску в зорі. Це підвищує температуру оболонки до 1,65 млрд К. Унаслідок цього формується неоновий конвективно обмежений фронт полум’я, який просувається до ядра. Рух цього фронту зрештою призводить до займання кисню. Приблизно через 3 роки температура фронту сягає 1,83 млрд К, що дозволяє розпочати горіння кисню. Це стається приблизно за 9,5 року до формування залізного ядра. Подібно до початку горіння неону, позацентрове займання кисню починається зі спалаху. Конвективне горіння полум’я далі підтримується за рахунок як горіння неону, так і горіння кисню, просуваючись до ядра, тоді як оболонка горіння кисню поступово зменшується в масі.
Втрати на нейтрино Під час процесу горіння кисню стають суттєвими втрати енергії, спричинені випромінюванням нейтрино. Через ці значні втрати кисень має горіти за температур вище мільярда кельвінів, щоб підтримувати достатній радіаційний тиск, який утримує зорю від гравітаційного колапсу. Крім того за достатньо високої густини речовини (ρ > 2×107 г/см3) починають відігравати важливу роль процеси електронного захоплення, які супроводжуються випромінюванням нейтрино. Унаслідок цього часові масштаби горіння кисню значно коротші для масивних і щільних зір.
Вибухове горіння кисню Процес горіння кисню може відбуватися як у гідростатичних, так і у вибухових умовах. Продукти вибухового горіння кисню подібні до продуктів гідростатичного горіння. Водночас стабільне горіння кисню супроводжується численними процесами захоплення електронів, тоді як вибухове горіння кисню характеризується значно більшою кількістю реакцій фотодезінтеграції. У температурному діапазоні (3–4)×109 K швидкості реакцій фотодезінтеграції та злиття ядер кисню стають порівнянними.
Наднові, що вибухають внаслідок нестабільності народження електрон-позитронних пар
Надзвичайно масивні (140–260 сонячних мас) зорі населення III можуть стати нестабільними під час горіння кисню в ядрі через процес утворення електрон-позитронних пар. Це призводить до термоядерного вибуху, який повністю руйнує зорю.
Див. також Зоряний нуклеосинтез
Примітки
Література
Посилання , канал НДІ астрономії Харківського національного університету Fusion of Carbon and Oxygen / The Astrophysics spectator, 2005 Arnett, W. D. Advanced evolution of massive stars. VI — Oxygen burning / Astrophysical Journal, vol. 194, Dec. 1, 1974, pt. 1, p. 373—383.