Рис. 265
Рис. 266
В электронный газ белого карлика — погружены ядра тех элементов, что имелись в ядре звезды до её превращения в белого карлика. У более лёгких белых карликов, это — ядра углерода и кислорода, т. е. продукты, происходившего ранее, горения гелия (и меньшая доля других ядер, как более тяжёлых, так и более лёгких). У более массивных белых карликов (образовавшихся из более массивных звёзд), состав смещается в сторону более тяжёлых ядер, образовавшихся в реакциях, которые шли в звезде-предшественнице, уже после завершения этапа горения гелия. К рассмотрению таких реакций и переходим:
В звёздах с массами (примерно) более 8 масс Солнца [88], потери массы при горении слоевых водородного и гелиевого источников — оказываются недостаточны для значимой потери массы. Поэтому, возможно дальнейшее гравитационное сжатие недр звезды, до тех пор, пока концентрация энергии (т. е. температура и плотность вещества) — не оказываются достаточны для возгорания углерода.
Основные реакции горения углерода — представлены на рис. 267. Эти реакции, как и многие другие реакции горения элементов — выведены как основные, опираясь в т. ч. на экспериментальные данные (например, полученные из анализа столкновений атомных ядер в ускорителе). Основным продуктом горения углерода — оказывается неон-20 [90]. После сгорания углерода, ядро звезды состоит т. о., в основном, из кислорода и неона (большая часть кислорода [91], из-за высокого содержания [79], остаётся непрореагировавшей, т. е. сохраняется, при горении углерода), меньшую долю составляют магний, натрий и другие элементы [92].
Рис. 267 [89].
Процесс горения углерода — протекает гораздо быстрее, чем горение гелия, а тем более, водорода (имеется в виду выгорание этих элементов в ядре звезды, а не последующее горение в слоевом источнике, окружающем ядро). Звезда с массой, например, 25 масс Солнца, сжигает углерод в центральных областях — всего за 1 000 лет, в то время как гелий — примерно за 1 млн лет, а водород — за 10 млн лет [93]. Чем массивнее звезда — тем короче каждая из этих стадий, а стадии, следующие за горением углерода — ещё короче.
Согласно расчётам [94], в оценке времени горения углерода, становится существенен вклад т. н. нейтринного охлаждения:
В условиях высокой концентрации энергии, в которых протекает горение углерода в недрах звезды — происходит эффективное рождение пар нейтрино и антинейтрино. Из-за своего плоского строения, как уже рассматривалось ранее, нейтрино (и антинейтрино) движутся всегда со скоростью света, и практически не взаимодействуют с другими частицами (взаимодействию также мешает наличие всего одного эпицентра дислокации в составе нейтрино, что запрещает, в отличие от фотона, парное рождение электрических осей, и приводит к известному взаимодействию нейтрино с частицами, только посредством обмена W- и Z-бозонами, что, из-за малой вероятности процесса — и даёт малое сечение взаимодействия нейтрино с веществом). Поэтому, нейтрино — оказывается способно уносить энергию из ядра звезды. Эта постоянная, значимая утечка энергии — заставляет недра звезды сжиматься быстрее, а углерод — гореть интенсивнее.
После выгорания углерода в ядре, и накопления неона, после дальнейшего сжатия, начинаются реакции горения неона, см. рис. 268. Горение неона, как видно — обогащает недра звезды, магнием и кремнием, а также увеличивает содержание ядер кислорода.
Рис. 268 [95].
После исчерпания неона в ядре, звезда сжимается далее, и происходит возгорание кислорода (в т. ч. оставшегося ещё со стадии горения гелия), см. рис. 269. В отличие от горения неона, начальные реакции горения кислорода, как видно, происходят между двумя одноимёнными ядрами, с высокими зарядами, что требует большей концентрации энергии (для преодоления большего электромагнитного отталкивания ядер). Поэтому, горение кислорода начинается после неона, несмотря на то, что неон — более тяжёлый элемент. Сгорание кислорода, в начальных, и следующих за ними, реакциях, приводит к насыщению ядра звезды, кремнием, и близкими к нему, более тяжёлыми чётными элементами [96]. (Кремний образуется и в результате разрушения магния (оставшегося с этапа горения неона), в соответствующей реакции альфа-процесса, которая наиболее эффективно протекает (примерно) тоже на стадии горения кислорода [96]).
Рис. 269 [96].
