晚期核燃烧阶段
氦耗尽后，只有质量最大的恒星才能点燃更重的燃料，以加速的顺序燃烧碳、氖、氧和硅，形成惰性铁核，并为坍缩奠定基础。
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Definition
晚期核燃烧阶段是大质量恒星核心中碳、氖、氧和硅聚变的连续过程，发生在氦燃烧之后，最终形成铁核。
Scope
本主题涵盖大质量恒星氦燃烧之后的晚期燃烧阶段，包括碳、氖、氧和硅燃烧，产生铁峰核的核统计平衡的开始，由此产生的洋葱状结构，以及逐渐缩短的时间尺度和中微子损失日益增加的作用。
Core questions
- 哪些恒星可以点燃碳和更重的燃料？
- 大质量恒星在氦之后燃烧的燃料顺序是什么？
- 为什么晚期燃烧阶段持续时间如此之短？
- 硅燃烧如何形成铁核？
Key concepts
- 碳燃烧
- 氖燃烧
- 氧燃烧
- 硅燃烧
- 核统计平衡
- 洋葱状结构
- 中微子冷却
Key theories
- 顺序晚期燃烧和洋葱状结构
- 大质量恒星随着核心收缩和加热，依次点燃碳、氖、氧和硅；每种燃料都在一个不断缩小的中心区域燃烧，周围是仍在燃烧较轻燃料的壳层，从而产生分层的洋葱状结构。
- 硅燃烧和核统计平衡
- 硅燃烧通过光致瓦解和原子核重排向最稳定的铁峰核素进行，接近核统计平衡；由此产生的惰性铁核无法通过聚变进一步增长，注定会坍缩。
Mechanisms
每种燃料耗尽后，核心收缩并加热，直到下一种结合更紧密的燃料被点燃；由于能量产率减小且中微子损失增加，后期阶段释放能量的速度越来越快，持续时间越来越短，硅燃烧仅持续数天，之后铁核形成并失去其支撑。
Clinical relevance
晚期燃烧阶段产生由核心坍缩超新星喷射出的中等质量和铁峰元素，并决定了超新星前恒星的结构，因此它们对于理解星系化学演化和分散这些元素的爆炸至关重要。
History
霍伊尔（Hoyle）和福勒（Fowler）在20世纪50年代和60年代建立了晚期燃烧和平衡过程的框架，从20世纪70年代开始的详细恒星模型，特别是伍斯利（Woosley）、韦弗（Weaver）和赫格（Heger）的工作，描绘了大质量恒星的燃烧阶段和超新星前结构。
Key figures
- Fred Hoyle
- William Alfred Fowler
- Stanford Woosley
- Thomas Weaver
Related topics
Seminal works
- woosley2002
- clayton1983
Frequently asked questions
- 为什么硅燃烧只持续几天？
- 每个晚期燃烧阶段每次反应产生的能量都较少，而中微子损失带走能量的速度越来越快，因此核心必须越来越快地燃烧其燃料以维持支撑；到硅阶段，这只剩下几天时间，铁核就会形成。
- 为什么聚变在铁处停止？
- 铁峰核的结合能最紧密，因此聚变它们会吸收而不是释放能量；惰性铁核无法产生支撑自身的压力，最终会坍缩，从而引发大质量恒星中的超新星爆发。