Рис. 25. Химический состав звезды с массой 5M в начале горения углерода. Приведено количество C, He и H в долях общей массы во внутренних областях звезды

    На рис. 25 приведен теоретически рассчитанный химический состав звезды с массой 5M в стадии, предшествующей началу горения углерода. По оси x отложена доля от полной массы звезды, отсчитываемая от центра звезды. По оси y - доля массы химических элементов - углерода, гелия и водорода. Различные теоретические модели отличаются в деталях, однако общим для них является следующее:

1. Большая часть гелия, образовавшегося при горении водорода в центре звезды, превратилась в углерод.
2. Несгоревший гелий содержится в относительно тонком слое звезды. Масса его не превышает 10% массы звезды.
3. Несгоревший водород располагается во внешних областях звезды.

    В достаточно массивных звездах за фазой горения гелия следуют фазы горения углерода (Z = 6), неона (Z = 10) и кислорода (Z = 8). Поскольку эти ядра обладают достаточно большими зарядами и роль кулоновского барьера существенно возрастает, требуются более высокие температуры, достижимые лишь в массивных звездах. В массивных звездах углерод может гореть в условиях термодинамического равновесия. На рис. 26 приведены теоретические расчеты эволюции звезды с M=25M на стадии горения углерода, неона и кислорода.
    Горение углерода начинается при температуре около 8·10⁸ K и плотности ~ 10⁵ г/см³. Основные реакции горения углерода следующие:

12C + 12C	20Ne + (Q = 4.62 МэВ) 23Na + p (Q = 2.24 МэВ) 24Mg + (Q = 13.93 МэВ) 23Mg + n (Q = -2.60 МэВ)	(29)

(T_1/2 = 12.1 c)

Рис. 26. Зависимость плотности в центре звезды с массой 25M от температуры в процессе её эволюции. Указаны времена выгорания различных элементов и нейтринная светимость Lν звезды

    Полное сечение реакции ¹²C + ¹²C измерено в лабораторных условиях, начиная с энергии 2.4 МэВ. При этой энергии сечение составляет ~ 10^-8 барн. Температура горения углерода 8·10⁸ K соответствует энергии E₀ сталкивающихся частиц ~ 1.7 МэВ. При этой энергии экстраполированная величина сечения составляет ~ 10^-13 барн. Основным продуктом горения углерода является ²⁰Ne. При дальнейшем росте давления и температуры ядра ²⁰Ne разрушаются в результате реакции фоторасщепления ²⁰Ne + γ→¹⁶O + α. Это происходит из-за малой энергии связи α-частицы в ядре ²⁰Ne ( E_α(²⁰Ne) ~ 4.73 МэВ ). Для сравнения укажем, что в ядре ¹⁶O энергия связи α-частицы составляет 7.2 МэВ.
    Следующая стадия - горение кислорода. Основные реакции:

16O + 16O

32S + γ(Q = 16.54 МэВ) 31P + p (Q = 7.68 МэВ) 31S + n (Q = 1.50 МэВ) 28Si + α(Q = 9.59 МэВ).

(30)

    Характерные особенности реакций горения углерода и кислорода следующие:

1. Большое число различных каналов реакции.
2. Протоны, нейтроны, γ-кванты, образующиеся в конечном состоянии, быстро вступают в новые реакции, что значительно расширяет число возможных реакций и изотопов.
3. Основным продуктом горения углерода и кислорода является ядро ²⁸Si, соответствующее заполненной подоболочке 1d_5/2. В этом случае удельная энергия связи имеет максимум.
4. Резкое увеличение нейтринной светимости звезды при переходе от реакций горения углерода к реакциям горения кислорода. При изменении температуры в центре звезды от 0.5·10⁹ K до 2.5·10⁹ K нейтринная светимость L_ν для массивной звезды возрастает на 6 порядков (рис. 26).