Ядерное горение кислорода

Шаблон:Ядерные процессы Ядерное горение кислорода — условное название ядерной реакции слияния ядер кислорода-16 в недрах звёзд, тяжелее Солнца. Оно происходит при температуре около Шаблон:Nobr и плотности порядка Шаблон:Nobr. Далее приведены основные реакции «горения» кислорода:

Реакции с двухчастичным конечным состоянием:

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{4}}^{\mathrm{2}\mathrm{8}}\mathrm{S}\mathrm{i}+{}_{\mathrm{2}}^{\mathrm{4}}\mathrm{H}\mathrm{e}+Q$, Q = 9,594 МэВ

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{5}}^{\mathrm{3}\mathrm{1}}\mathrm{P}+{}_{\mathrm{1}}^{\mathrm{1}}\mathrm{H}+Q$, Q = 7,678 МэВ

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{6}}^{\mathrm{3}\mathrm{1}}\mathrm{S}+{}_{\mathrm{0}}^{\mathrm{1}}\mathrm{n}+Q$, Q = 1,500 МэВ

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{5}}^{\mathrm{3}\mathrm{0}}\mathrm{P}+{}_{\mathrm{1}}^{\mathrm{2}}\mathrm{D}-Q$, Q = 2,409 МэВ

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{6}}^{\mathrm{3}\mathrm{2}}\mathrm{S}+\gamma +Q$, Q = 16,54 МэВ

Реакции с трёхчастичным конечным состоянием:

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{6}}^{\mathrm{3}\mathrm{0}}\mathrm{S}+2{}_{\mathrm{1}}^{\mathrm{1}}\mathrm{H}+Q$, Q = 0,381 МэВ

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{2}}^{\mathrm{2}\mathrm{4}}\mathrm{M}\mathrm{g}+2{}_{\mathrm{2}}^{\mathrm{4}}\mathrm{H}\mathrm{e}-Q$, Q = 0,39 МэВ

${}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}+{}_{\mathrm{8}}^{\mathrm{1}\mathrm{6}}\mathrm{O}\to {}_{\mathrm{1}\mathrm{3}}^{\mathrm{2}\mathrm{7}}\mathrm{A}\mathrm{l}+{}_{\mathrm{2}}^{\mathrm{4}}\mathrm{H}\mathrm{e}+{}_{\mathrm{1}}^{\mathrm{1}}\mathrm{H}-Q$, Q = 1,99 МэВ

Для массивных звезд (более 25 солнечных масс) длительность горения кислорода оценивается в 0,5 года.

См. также

• Звёздный нуклеосинтез

Ссылки

• Распадно-синтезное преобразование элементов
• Шаблон:Cite web
• http://www.astronet.ru/db/msg/1167293
• Происхождение звёзд и химических элементов
• Arnett, W. D. Advanced evolution of massive stars. VI - Oxygen burning / Astrophysical Journal, vol. 194, Dec. 1, 1974, pt. 1, p. 373-383.