Karbon-Yanma Prosesi (carbon-burning process)

Karbon yanma prosesi veya karbon füzyonu, karbonu diğer elementlerle birleştiren masif yıldızların (doğumda en az 8 M_☉) çekirdeklerinde gerçekleşen bir dizi nükleer füzyon reaksiyonudur. Yüksek sıcaklıklar (>5 × 10⁸ K veya 50 keV) ve yoğunluklar (>3 × 10⁹ kg/m³) gerektirir.

Sıcaklık ve yoğunluk için bu rakamlar sadece bir kılavuzdur. Daha büyük yıldızlar nükleer yakıtlarını daha hızlı yakarlar; çünkü hidrostatik dengede kalmak için daha büyük gravitasyonal kuvvetleri dengelemek zorundadırlar. Bu genellikle daha düşük yoğunluklara rağmen, daha az masif yıldızlardan daha yüksek sıcaklıklar anlamına gelir.

Belirli bir kütle ve belirli bir evrim aşaması için doğru rakamların elde edilmesi, bilgisayar algoritmaları ile hesaplanan sayısal bir yıldız modeli kullanılarak sağlanabilir. Bu modeller nükleer fizik deneylerine ve astronomik gözlemlere dayanarak sürekli olarak geliştirilmektedir.

Füzyon reaksiyonları

Başlıca reaksiyonlar:

¹²₆C + ¹²₆C → ²⁰₁₀Ne + ⁴₂He + 4.617 MeV

¹²₆C + ¹²₆C → ²³₁₁Na + ¹₁H + 2.241 MeV

¹²₆C + ¹²₆C → ²³₁₂Mg + ¹h + 2.599 MeV

Alternatif reaksiyonlar:

¹²₆C + ¹²₆C → ²⁴₁₂Mg + g + 13.933 MeV

¹²₆C + ¹²₆C → ¹⁶₈O + 2 ⁴₂He + 0.113 MeV

Füzyon reaksiyon hızı, maksimuma ulaşana kadar sıcaklıkla hızla artar ve ardından yavaş yavaş düşer; DT (döteryum-trityum) oranı, daha düşük bir sıcaklıkta (yaklaşık 70 keV veya 800 milyon kelvin) ve füzyon enerjisi için yaygın olarak düşünülen diğer reaksiyonlardan daha yüksek bir değerde zirve yapar

 

https://en.wikipedia.org/wiki/Carbon-burning_process
https://en.wikipedia.org/wiki/Nuclear_fusion

5 Haziran 2021

 

GERİ (yıldız)
GERİ (stellar nükleosentez)