Углеродная детонация

Общим во всех сценариях образования сверхновых типа Ia является то, что взрывающийся карлик скорее всего является углеродно-кислородным. Во взрывной волне нуклеосинтеза, идущей от центра к поверхности, текут реакции[1]:

${\displaystyle ^{12}C~+~^{16}O~\rightarrow ~^{28}Si~+~\gamma ~(Q=16,76~MeV),}$

${\displaystyle ^{28}Si~+~^{28}Si~\rightarrow ~^{56}Ni~+~\gamma ~(Q=10,92~MeV).}$

После начала реакции существенная часть углерода и кислорода в белом карлике превращается в более тяжёлые элементы всего лишь за несколько секунд[2], повышая внутреннюю температуру до миллиардов кельвинов. Такой выброс энергии ((1—2)×10⁴⁴ Дж[3]) достаточен для разрыва звезды, когда отдельные составляющие её частицы приобретают кинетическую энергию достаточную, чтобы преодолеть гравитацию звезды и покинуть её. Звезда бурно взрывается и образует ударную волну, в которой материя движется со скоростью порядка 5000—20000 км/с, что составляет примерно 6 % скорости света. Энергия, выделяемая при взрыве, также вызывает экстремальное увеличение светимости. Типичная наблюдаемая абсолютная величина сверхновой типа Ia составляет M_v = −19,3 (приблизительно в 5 миллиардов раз ярче Солнца)[4], интервал изменчивости светимости весьма небольшой.

В настоящее время считается, что углеродная детонация может протекать в случае аккреции на белые карлики с массами, близкими к пределу Чандрасекара. При этом температура и давление в ядре поднимаются достаточно для начала термоядерной реакции слияния углерода. Аккреция является одним из механизмов образования сверхновых типа Ia[5]. Углеродная детонация также может протекать, в некоторых случаях, в вырожденных ядрах сверхгигантов с массами в 8—10 солнечных масс. Однако предположение, что углеродная детонация может привести в этом случае к появлению сверхновой типа II[6][7], в настоящее время поставлено под сомнение. По некоторым моделям при углеродной детонации в ядрах сверхгигантов возможно быстрое снятие вырождения с продолжением дальнейшей эволюции звезды[8].

Звёзды главной последовательности находятся в тепловом равновесном состоянии, при котором локальное увеличение температуры (энерговыделения) приводит к увеличению объёма звезды, что в свою очередь уменьшает температуру и звезда возвращается к равновесию. Однако в белых карликах давление поддерживается не за счёт теплового механизма, а квантовым эффектом давления вырожденного электронного газа, которое не зависит от температуры. В результате у белых карликов отсутствует механизм отрицательной обратной связи для поддержания равновесного состояния при начале термоядерной реакции, в результате чего она протекает со взрывообразным характером, когда её начало ведёт к росту температуры, что, в свою очередь, увеличивает скорость реакции и температуру.

• Ядерное горение углерода
• Белый карлик
• Гелиевая вспышка
• Сверхновая звезда

• JINA: Type Ia Supernova Flame Models (англ.)
• A Computer Simulation of Carbon Detonation/Deflagration (англ.)