8. ГОРЕНИЕ КРЕМНИЯ

    Характерные условия горения кремния - температура (3 - 5)·10⁹ K, плотность 10⁵ - 10⁶ г/см³. С началом горения кремния происходит изменение процесса горения. Кулоновский барьер слишком велик для эффективного образования ядер ⁵⁶Ni непосредственно в реакции:

    Но на этой стадии звездной эволюции массивных звезд существенную роль начинают играть многочисленные реакции с участием нейтронов, протонов, -частиц и -квантов. Эти реакции приводят к образованию элементов в районе железного максимума на основе исходных ядер ²⁸Si.
    По мере того, как в ядерные реакции вступают все более тяжелые ядра, происходит постепенное повышение температуры звезды. При температуре ~ 10⁹ K в звездной эволюции появляется качественно новый момент, обусловленный тем, что в ядерных превращениях существенную роль начинают играть электромагнитные процессы - реакции под действием -квантов и электронов. Наряду с ростом энергии фотонов с увеличением температуры (E_γ ~ T) растет и их число (N_γ ~ T⁴). Энергии фотонов, находящихся в равновесии с компонентой звездной материи при T=10⁹ K, вполне достаточно для образования пар в кулоновском поле ядер.
    При это наряду с процессами

e⁺ + e^- <=>  2γ

оказываются возможными также процессы

e⁺ + e^- ν_e + _e,

идущие в результате слабых взаимодействий. Так как сечение взаимодействия ν_e и _e мало (σ~ 10^-42 - 10^-43 см²), эти частицы будут быстро уносить энергию из центральной части звезды. Существенно раньше, чем будут достигнуты условия для слияния двух ядер кремния, энергии и интенсивности фотонов окажутся достаточными для протекания реакций фоторасщепления кремния:

28Si +

24Mg + α(Q = -9.98 МэВ) 27Al + p (Q = -11.58 МэВ) 27Si + n (Q = -17.18 МэВ).

(32)

    В результате образуется большое количество n, p и α-частиц и их роль в реакции горения кремния увеличивается. ²⁸Si и образующиеся продукты с большим Z, облучаясь в потоках n, p, , в термодинамическом равновесии, образуют большинство элементов в районе железного максимума.
    При температуре ~ 10⁹ K ядерные реакции в звездах можно разделить на две группы. Первую группу реакций составляют реакции захвата, при которых скорости образования ядер с большим A доминируют над скоростями распада ядер под действием фотонов. В результате этих реакций и образуются ядра вплоть до A ~ 60. Сильный спад распространенности элементов, наблюдающийся в этой области массовых чисел, обусловлен влиянием кулоновского барьера. Реакции первой группы ответственны за генерацию энергии в относительно спокойный период звездной эволюции.
    По мере того, как увеличивается температура в центре звезды, все большую роль будут играть реакции фоторасщепления, т.е. образование элементов с меньшими A, так как в результате взаимодействия γ-квантов с ядром происходит расщепление ядра. Наиболее характерные реакции - (γ,p) и (γ,n). Реакции фоторасщепления ядер относятся к реакциям второй группы и приводят к появлению протонов и нейтронов, которые взаимодействуют с продуктами углеродного и кислородного сгорания. Так как пороги реакций (γ,p) и (γ,n) для α-частичных ядер (Nα) выше, чем для соседних ядер, они будут меньше разрушаться фотонами, т.е. будет происходить увеличение их относительной распространенности. Такой эффект наблюдается для всех α-частичных ядер вплоть до нестабильного изотопа никеля ⁵⁶Ni (T_1/2 = 6.1 дня). Таким образом, на этой стадии эволюции процессы образования ядер с большими A будут конкурировать с процессами фоторасщепления.
    Реакции захвата -частиц оказываются в равновесии с обратными реакциями фоторасщепления:

    Эти реакции, называемые E-процессом, происходят в условиях термодинамического равновесия.
    Расчеты показывают, что, исходя из этих двух механизмов, удается хорошо описать распространенности элементов в области средних ядер и объяснить максимум в районе железа. Дело в том, что железо и ближайшие элементы являются последними в цепи элементов, сгорание которых приводит к выделению ядерной энергии. Объясняется это тем, что удельная энергия связи на нуклон как функция массового числа A достигает максимума в районе железа. Поэтому реакции синтеза, в которых участвуют ядра тяжелее железа, происходят с поглощением энергии.
    На рис. 27 приведена совокупность ядерных реакций, приводящих к синтезу элементов от гелия до германия. Для детальных расчетов распространенности элементов в звездах, прошедших стадии горения углерода, кислорода, кремния с образованием элементов группы железа, необходимы дальнейшие лабораторные исследования большой совокупности ядерных реакций, приведенных в левом верхнем углу рис. 27, начиная с низких энергий порядка нескольких сотен кэВ.

Рис. 27. Ядерные реакции, приводящие к синтезу элементов от гелия до германия.

    Удовлетворительное согласие результатов расчета распространенности различных элементов в районе железного максимума свидетельствует о том, что рассмотренная модель довольно близка к реальной ситуации.
    На стадии горения кремния звезда достигает максимального размера, т.к. при истощении в центре звезды последовательно запасов водорода, гелия, кислорода, кремния, ядро звезды сжимается, плотность в центре звезды последовательно увеличивается, а термоядерные реакции синтеза перемещаются на периферию звезды, приводя к расширению её оболочки. Если на начальной стадии звезды она имела однородный состав и в основном состояла из водорода и гелия, то теперь она имеет слоистый состав. В центре звезды содержатся тяжелые элементы группы железа, никеля, а на периферии расположены более легкие элементы. Внешняя оболочка состоит из водорода.
   На рис. 28 представлено содержание различных элементов в звезде с массой 25M в зависимости от массы внутренней области.

Рис. 28. Содержание элементов в звезде с массой 25M в зависимости от массы внутренней области.

Из рис. 28 хорошо видно, как, по мере удаления от центра звезды, увеличивается доля элементов с меньшим A. Центральная часть звезды состоит из железа и незначительной доли нейтронов и - частиц - продуктов диссоциации железа под действием - квантов. В районе M/M = 1.5 преобладает ²⁸Si. ²⁰Ne и ¹⁶O составляют основную долю вещества в области от 1.6 до 6M/M . Внешняя оболочка звезды (M/M > 8) состоит из водорода и гелия.
    Вновь обратившись к рис. 2, видим временные промежутки, которые необходимы массивной звезде для последовательного сжигания различных элементов.
    Изображенное на рис. 28 распределение элементов соответствует стадии предсверхновой, когда фоторасщепление железа под действием γ-квантов вызывает сжатие центральной части звезды с последующим взрывом сверхновой.