| Branduoliniai procesai |
| --- |
|  |
| * Radioaktyvumas
	+ Beta skilimas
	+ Alfa skilimas

---

* Branduolio dalijimasis

---

* Branduolių sąlaja
	+ Protonų ciklas
	+ CNO ciklas
	+ Trijų alfa dalelių procesas
	+ Alfa procesas
	+ Anglies degimo procesas
	+ Neono degimo procesas
	+ Deguonies degimo procesas
	+ Silicio degimo procesas
* Neutrono pagavimas
	+ R procesas
	+ S procesas

---

* Didžiojo sprogimo branduolių sintezė
 |

**Silicio degimo procesas** – maždaug dienos trukmės branduolių sąlajos reakcija, kuri vyksta masyviose žvaigždėse (minimaliai 8–11 Saulės masių). Kai baigiasi deguonies degimo procesas, prasidėjęs gravitacinis traukimasis pakelia šerdies temperatūrą iki 2.7–3.5 milijardų kelvinų. Tuomet prasidėjęs silicio degimas yra paskutinė alfa proceso branduolinių reakcijų grandinė. Kai jis sudega, žvaigždė sprogsta kaip II tipo supernova.

Trukmė
------

Silicio degimas žvaigždėje ilgai netrunka, nes energijos jo metu išsiskiria palyginus nelabai daug, o aukštos temperatūros sukuria daug energijos išnešantį neutrinų srautą. Daugiausia jis gali trukti panašiai metus.

Branduolių sąlaja ir alfa procesas
----------------------------------

Jei žvaigždžių masės mažesnės už tris Saulės mases, jų kuras pasibaigia, kai vandenilis paverčiamas heliu. Jei žvaigždžių masės tarp trijų ir aštuonių Saulės masių, žvaigždės gali deginti helį, paversdamos jį į anglį. Šių žvaigždžių evoliucija čia ir sustoja. Didesnės masės žvaigždės (>8–11 Saulės masės) gali sudeginti anglį dėl didesnės gravitacijos, nes dėl traukimosi jos šerdis gali įkaisti iki 600 milijonų kelvinų. Prasidėjęs degimo procesas kuria tokius elementus (po brūkšnelio parašyta atominė masė):

**Anglis–12 → Deguonis–16, Neonas–20, Magnis–24**

Kai žvaigždė sudegina anglį, ji pradeda deginti deguonį, neoną ir magnį:

**Deguonis–16, Neonas–20, ir Magnis–24 → Silicis–28 ir Siera–32** (šešių mėnesių trukmės procesas)

Kai didelės masės žvaigždžių šerdyje lieka siera ir silicis, jos pradeda toliau trauktis, kol temperatūros pasiekia 2.7–3.5 milijardų kelvinų. Čia užsidega silicis. Jo degimo procesas iš esmės užbaigia alfa procesą (kuris faktiškai kuria elementus pridedant helio branduolį kiekviename žingsnyje):

**Silicis–28 → Siera–32 → Argonas–36 → Kalcis–40 → Titanas–44 → Chromas–48 → Geležis–52 → Nikelis–56**

Silicio degimo reakcijų grandinė vyksta maždaug dieną ir baigiasi, kai pagaminamas Nikelis–56. Nikelio–56 (jis turi 28 protonus) pusėjimo trukmė (puskiekio periodas) yra 6,02 dienos. Jis skyla beta skilimo būdu (pozitrono emisija) į kobaltą–56 (27 protonai). Pastarojo pusėjimo trukmė 77,3 dienos ir jis skiltų į geležį–56 (26 protonai). Tačiau iš tiesų nikeliui–56 irti tėra kelios minutės. Nikelis–56 turi mažiausią masę, tenkančią vienam nukleonui (arba didžiausią ryšio energiją - energiją, išsiskiriančią pridedant prie esamo branduolio vieną nukleoną). Po silicio degimo žvaigždėje nebegali vykti branduolių sąlajos reakcijos, kadangi tolesnės reakcijos (pavyzdžiui, cinkas–60 gamyba) yra ne egzoterminės, o endoterminės (sunaudojančios energiją, nes cinkas–60 jau turi daugiau masės, tenkančios vienam nukleonui - jam energetiškai naudingesnė branduolių skilimo reakcija, kuri išlaisvintų energiją). Taigi, branduolinės reakcijos nutrūksta ir žvaigždė dėl gravitacinių jėgų vėl ima trauktis. Temperatūra pakyla iki 5  milijardų kelvinų. Kadangi nėra branduolinių reakcijų, kurios generuotų energiją, traukimasis greitėja. Tai tetrunka kelias sekundes. Centrinė žvaigždės dalis virsta arba į neutroninę žvaigždę arba (jei žvaigždė pakankamai masyvi) į juodąją bedugnę. Išoriniai žvaigždės sluoksniai numetami galingo sprogimo, žinomo kaip II tipo supernova, kuri tęsiasi nuo kelių dienų iki kelių mėnesių. Supernovos sprogimo metu išsilaisvina dideli kiekiai neutronų, kurie maždaug per vieną sekundę sukuria apie pusę cheminių elementų, sunkesnių nei geležis neutronų pagavimo būdu, dar žinomu kaip r procesas. (r angliškai reiškia *rapid* - greitas neutronų pagavimas).

Taip pat skaitykite
-------------------

* Žvaigždžių evoliucija
* Supernova
	+ Neutronų pagavimas: r procesas, s procesas

Nuorodos
--------

* *Stellar Evolution: The Life and Death of Our Luminous Neighbors,* Arthur Holland ir Mark Williams iš Mičigano universiteto
* *The Evolution and Death of Stars,* Ian Short Archyvuota kopija 2011-08-14 iš Wayback Machine projekto.
* *Star,* World Book ir NASA Archyvuota kopija 2005-05-08 iš Wayback Machine projekto.
* *Origin of Heavy Elements, Archyvuota kopija 2008-02-21 iš Wayback Machine projekto.* Tufts universitetas Archyvuota kopija 2007-10-19 iš Wayback Machine projekto.
* *Chapter 21: Stellar Explosions, Archyvuota kopija 2013-04-11 iš Wayback Machine projekto.* G. Hermann

1. ↑  
Clayton, D. D.; Woosley, S. E. (1974). „Thermonuclear astrophysics". *Reviews of Modern Physics* **46** (4): 755–771. Bibcode:1974RvMP...46..755C. doi:10.1103/RevModPhys.46.755.