Углеро́дная детона́ция — взрывной этап звёздного нуклеосинтеза, приводящий к переходу звёзд типа белый карлик в сверхновую типа Ia. Сопровождается термоядерными реакциями с участием углерода и кислорода в вырожденном ядре звёзд.
Процесс Общим в образовании сверхновых типа Ia является то, что взрывающийся карлик, скорее всего, является по составу углеродно-кислородным. Во взрывной волне нуклеосинтеза, распространяющейся от центра звезды к поверхности, протекают ядерные реакции:
^{12}C + ^{16}O -> ^{28}Si + \gamma + 16{,}76 MeV, ^{28}Si + ^{28}Si -> ^{56}Ni + \gamma + 10{,}92 MeV.
После начала реакции существенная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжёлые элементы всего лишь за несколько секунд, повышая внутреннюю температуру до миллиардов кельвинов. Такое выделение энергии ) достаточно для разрыва звезды, при этом отдельные составляющие её частицы газа приобретают кинетическую энергию достаточную для преодоления гравитации звезды и покидают её. Звезда взрывается и в газе образуется ударная волна, в которой вещество движется со скоростью порядка что составляет примерно скорости света.
Энергия, выделяемая при взрыве также вызывает увеличение светимости на много порядков. Типичная наблюдаемая абсолютная звёздная величина сверхновой типа Ia достигает Mv = −19,3 (что приблизительно в 5 миллиардов раз ярче Солнца), интервал изменчивости светимости небольшой.
Механизм возникновения В настоящее время считается, что углеродная детонация может протекать в случае аккреции вещества на белые карлики массы которых близки к пределу Чандрасекара. При этом температура и давление в ядре звезды поднимаются достаточно высоко для начала термоядерной реакции слияния ядер углерода. Аккреция является одним из механизмов образования сверхновых типа IaWolfgang Hillebrandt, Jens C. Niemeyer. Type Ia supernova explosion models // Annual Review of Astronomy and Astrophysics Vol. 38: 191—230 (Sep. 2000)..
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 IIFujimoto, 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 настоящее время поставлено под сомнение. По некоторым моделям при углеродной детонации в ядрах сверхгигантов возможно быстрое снятие вырождения и продолжение дальнейшей постепенной эволюции звездыБатурин В. А., Миронова И. В. Звезды: их строение, жизнь и смерть..
Звёзды главной последовательности находятся в тепловом равновесном состоянии, при котором локальное увеличение температуры (энерговыделения) приводит к расширению газа, что, в свою очередь, уменьшает температуру и звезда возвращается в равновесное состояние.
В белых карликах же давление поддерживается не за счёт теплового давления газа, а квантовым эффектом давления вырожденного электронного газа, не зависящим 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 взрывообразно, когда её возникновение ведёт к росту температуры, что, в свою очередь, увеличивает скорость реакции и ещё больше повышает температуру.
См. также Ядерное горение углерода Гелиевая вспышка
Примечания
Ссылки JINA: Type Ia Supernova Flame Models A Computer Simulation of Carbon Detonation/Deflagration
Категория:Звёздная эволюция Категория:Астрофизика Категория:Ядерная физика Категория:Термоядерные реакции