Јаглеродно согорување

Јаглеродно согорување или јаглеродно соединување — реакции на јадрено соединување кои се одвиваат во јадрата на масивните ѕвезди (со почетна маса од барем ) кои го сврзуваат јаглеродот со други елементи. За ова се потребни висока температура (> 5×108 K или 50 keV) и густина (> 3×109 кг/м3).

Помасивните ѕвезди побргу го согоруваат нивното гориво бидејќи треба да надоместат за поголемите гравитациски сили за да останат во (приближна) хидростатичка рамнотежа. Ова начелно значи повисока температура, но помала густина отколку кај помалку масивните ѕвезди. Точни податоци за дадена маса и развојна фаза се добиваат само по бројчен ѕвезден модел пресметан со сметачки алгоритми. Ваквите модели постојано се подобруваат според јадренофизички опити (кои ги мерат стапките на јадрените реакции) и астрономските набљудувања (непосредно набљудување на масен губиток, пронаоѓање на јадрени производи од спектрите по појавата на зацрпување).

Соединувачки реакции
Главните реакции се:
{| border="0"
|- style="height:3em;"
|| ||+ || ||→ || ||+ || ||+ ||4,617 MeV
|- style="height:3em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || ||+ ||2,241 MeV
|- style="height:3em;"
| ||+ || ||→ || ||+ ||1n ||− ||2,599 MeV
|- style="height:3em;"
|colspan=99|Или пак:
|- style="height:3em;"
| ||+ || ||→ || ||+ || ||+ ||13,933 MeV
|- style="height:3em;"
| ||+ || ||→ || ||+ ||2  ||colspan=2|−   0,113 MeV
|}

Реакциски производи
Низата од реакции може да се замисли како две заемоделувачки јаглеродни јадра што се сврзуваат создавајќи возбудена состојба на јадрото на 24Mg, кое потоа се распаѓа на еден од горенаведените пет начини. Првите две реакции се мошне егзотермни, што се гледа од големата позитивна енергија што ја оддаваат, и тие се најчести исходи од реакцијата. Третата реакција е мошне ендотермна, што се забележува од големата негативна енергија која се впива наместо да се зрачи. Ова ја прави многу помалку веројатна, но сепак возможна во високоенергетската средина на јаглеродното согорување. Но производството на малкуте неутрони со оваа реакција е важна бидејќи овие неутрони можат да се здружат со тешките јадра застапени во мошне мали количини во ѕвездите, за да образуваат уште потешки изотопи во s-процесот.Rose (1998), pp. 229–234

Иако четвртата реакција ослободува највеќе енергија, таа е крајно малку веројатна бидејќи се одвива преку електромагнетно заемодејство — произведува гама-фотон наместо да ја користи силната сила помеѓу нуклеоните како што е случај кај првите две реакции. Нуклеоните изгледаат многу поголеми еден на друг отколку на фотоните поради оваа енергија. Меѓутоа, произведениот 24Mg во оваа реакција е единствениот преостанат магнезиум во јадрото кога ќе заврши процесот на јаглеродно согорување, бидејќи 23Mg е радиоактивен.

Последната ракција е исто така многу малку веројатна бидејќи има три реакциски производи, и бидејќи е ендотермна — може да се претстави како реакција во обратен тек, каде три производи мора да се сврзат во исто време, што е помалку веројатно од заедмодејствата на две тела.

Фотоните произведени со втората реакција можат да учествуваат во протонско-протонска верижна реакција или CNO-циклусот, но можат да бидат зафатени од 23Na и да образуваат 20Ne плус едно јадро на 4He. Впрочем, значаен дел од 23Na произведен со втората реакција се троши на овој начин. Кај ѕвездите помеѓу 9 и , 16O веќе произведен со хелиумско соединување во претходната развојна фаза успева причично добро да опстане во јаглеродното согорување, иако дел од него се користи за зафат на јадра на 4He.Camiel (1992), pp.97–98 Така, исходот од јаглеродното согорување е мешавина од (претежно) кислород, неон, натриум и магнезиум.

Фактот дека масено-енергетскиот збир од двете јаглеродни јадра е сличен на оној на магнезиумското јадро во возбудена состојба се нарекува „резонанција“. Без оваа резонанција јаглеродното согорување би било возможно само на стократно повисока температура. 
Опитното и теоретско иследување на такви резонанции сè уште е во тек. A similar resonance increases the probability of тројниот алфа-процес, which is responsible for the original production of carbon.

Загуба на неутрина
Загубата на неутрина почнуваат да бидат значаен чинител во соединувањето во ѕвездите кога условите (температура и густина) ќе станат поволни за јаглеродно согорување. Иако не се присутни во главните реакции, неутрината играат улога страничните реакции како протонско-протонските верижни реакции. Но главниот извор на неутрина при вакви високи температури доаѓа од процес во наречен создавање на парови во квантата теорија. Големоенергетски гама-зрак со поголема енергија од мировната маса на два електрона (еднаквост на масата и енергијата) може да заемодејствува со електромагнетите полиња на атомските јадра во ѕвездата, и да стане пар од честичка и античестичка, на електрон и позитрон.

Нормално позитронот бргу се поништува со друг електрон, произведувајќи два фотона, и овој процес може да се занемари при пониски температури. Но околу 1 од 1019 создадени парови се впушта во слабо заемодејство со електронот и позитронот, заменувајќи го со пар неутрино-антинеутрино. Бидејќи се движат со брзина на светлината и слабо заемодејствуваат со материјата, овие неутрински честички обично излегуваат од ѕвездата без заемодејство, со себе одведувајќи ја својата маса-енергија. Оваа енергетска загуба е споредлива со произведената енергија при јаглеродно соединување.

По овој и слични процеси, загубата не неутрино игра сè поважна улога во развојот на најмасивните ѕвезди. Тие ја принудуваат ѕвездата да го троши горивото на повисоки температури во надомест на нивото присуство. Соединувачкиот процес е многу чувсвителен на температура, така што ѕвездата може да произведе повеќе енергија за да ја задржи хидростатичката рамнотежа, за сметка на уште побрзо согорување на последователни јадрени горива. Соединувањето создава помалку енергија по единица маса кога горивните јадра тануваат потешки, иа јадрото на ѕвездата се собира и загрева кога се префрла од едно гориво на друго, така што двата процеса значително го намалуваат животниот век на секое наредно гориво.

Сè до фазата на хелиумско согорување, загубите на неутрина се занимераливи. Меѓутоа, почнувајќи од фазата на јаглеродно согорување скратениот животен век на ѕвездата заради енергија изгубена во облик на неутрина станува приближно иста со зголеменото енергопроизводство од промената на горивото и собирањето на јадрото. Во последователните промени во горивото кај најмасивните ѕвезди, скусувањето на животниот век се должи претежно на неутринска загуба. На пример, една ѕвезда со  во јадрото согорува водород 107 години, хелиум 106 години, а јаглерод само 103 години.

Ѕвезден развој

Во текот на хелиумското соединување ѕвездите градат инертно јадро богато со јаглерод и кислород. Инертното јадро со време добива доволно маса за да колапбира под дејство на гравитацијата, а хелиумското согорување постепено се преместува нанадвор. Ова намалување на јадрената зафатнина ја зголемува температурата до степен на палење на јаглеродот. Ова ќе ја зголеми температурата околу јадрото и ќе му овозможи на хелиумот да согорува во обвивка околу истото. Однадвор има друга обвивка која согорува вородор. Јаглеродното согорување што произлегува од ова дава енергија од јадрото за повраток на механичката рамнотежа на ѕвездата. Меѓутоа, рамнотежата е краткотрајна; кај ѕвезда од , процесот троши најголем дел од кислородот во јадрото за само 600 години. Траењето на овој процес значително се разликува во зависност од масата на ѕвездата.Anderson, Scott R.,
Open Course: Astronomy: Lecture 19: Death of High-Mass Stars, GEM (2001)

Ѕвездите под  никогаш не развиваат доволна температура во јадрата за да согоруваат јаглерод, туку завршуваат како јаглеродно-кислородни бели џуџиња откако хелиумските блесоци на обвивките кротко ќе ја исфрлат надворешната обвивка во планетарна маглина.

Кај ѕвездите со маса од 8 до , јаглеродно-кислородното јадро е во изродени услови и јаглеродот се пали како јаглероден блесок кој трае само милисекунди и го пореметува ѕвезденото јадро. Во подоцнежните фази на ова јадрено согорување тие развиваат големоразмерен ѕвезден ветер кој бргу ја исфрла надворешната обвивка во планетарна маглина, оставајќи O-Ne-Na-Mg јадро на бело џуџе со . Јадрото никогаш не развива доволна температура за понатамошно соединувачко согорување на елементи потешки од јаглерод.

Ѕвездите со маса преку  почнуваат со согорување на јаглеродот во неизродено јадро, и откако ќе дојде до исцрпување на јаглеродот со неонско согорување,  собирањето на инертното јадро (O, Ne, Na, Mg) е доволно за да ја зголеми температурата.Ryan (2010), pp.147–148

 Поврзано 
 Алфа-процес
 Јаглеродна детонација
 CNO-циклус
 Неонско горење
 Протонско-протонски ланец
 Троен алфа-процес

 Наводи 

Категорија:Нуклеосинтеза