The carbon-burning process or carbon fusion is a set of nuclear fusion reactions that take place in the cores of massive stars (at least 8 at birth) that combines carbon into other elements. It requires high temperatures (> 5×108 K or 50 keV) and densities (> 3×109 kg/m3).
These figures for temperature and density are only a guide. More massive stars burn their nuclear fuel more quickly, since they have to offset greater gravitational forces to stay in (approximate) hydrostatic equilibrium. That generally means higher temperatures, although lower densities, than for less massive stars. To get the right figures for a particular mass, and a particular stage of evolution, it is necessary to use a numerical stellar model computed with computer algorithms. Such models are continually being refined based on nuclear physics experiments (which measure nuclear reaction rates) and astronomical observations (which include direct observation of mass loss, detection of nuclear products from spectrum observations after convection zones develop from the surface to fusion-burning regions – known as dredge-up events – and so bring nuclear products to the surface, and many other observations relevant to models).
The principal reactions are:
{| 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|Alternatively:
|- style="height:3em;"
| ||+ || ||→ || ||+ ||_Gamma ||+ ||13.933 MeV
|- style="height:3em;"
| ||+ || ||→ || ||+ ||2 ||colspan=2|− 0.113 MeV
|}
This sequence of reactions can be understood by thinking of the two interacting carbon nuclei as coming together to form an excited state of the 24Mg nucleus, which then decays in one of the five ways listed above. The first two reactions are strongly exothermic, as indicated by the large positive energies released, and are the most frequent results of the interaction.
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Le flash de l'hélium est un phénomène extrêmement puissant et bref survenant typiquement au sein d'étoiles de masse comprise entre 0,5 et parvenues au sommet de la branche des géantes rouges dans le diagramme de Hertzsprung-Russell et dont le cœur, constitué d'hélium à l'état dégénéré, atteint la température critique d'environ cent millions de degrés () permettant l'amorçage de la fusion de l'hélium en par réaction triple alpha.
redresse=2|vignette|Courbe d'abondance relative des éléments chimiques dans l'Univers. On observe la forme globale en dents de scie, l'abondance prépondérante de H et He, l'abondance extrêmement faible de Li, Be et B par rapport à celle des éléments voisins C, N et O, le pic du fer, et l'abondance élevée de Pb. vignette|redresse=1.7|Au cœur d'une étoile massive, s'élaborent des atomes de plus en plus lourds. Cette étoile développe une structure en « pelures d'oignon », dans laquelle chaque couche est composée des « cendres » de la réaction nucléaire précédente.
La nucléosynthèse stellaire est le terme utilisé en astrophysique pour désigner l'ensemble des réactions nucléaires qui se produisent à l'intérieur des étoiles (fusion nucléaire et processus s) ou pendant leur destruction explosive (processus r, p, rp) et dont le résultat est la synthèse de la plupart des noyaux atomiques. La position d'une étoile sur le diagramme de Hertzsprung-Russell détermine en grande partie les éléments qu'elle synthétise. L'origine des éléments a posé un problème difficile aux scientifiques pendant longtemps.
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A B S T R A C T Ultra-metal-poor stars ( [Fe / H] < -4 . 0) are very rare, and finding them is a challenging task. Both narrow-band photometry and low-resolution spectroscopy have been useful tools for identifying candidates, and in this work, we combine b ...
OXFORD UNIV PRESS2023
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Ultraperipheral heavy ion collisions constitute an ideal setup to look for exotic hadrons because of their low event multiplicity and the possibility of an efficient background rejection. We propose to look for fourquark states produced by photon-photon fu ...