Was brennt Neon?

Neonverbrennung ist eine nukleare Reaktion, die im Kern massiver Sterne (8 Sonnenmassen oder größer) gegen Ende ihres Lebens auftritt.Es wandelt Neon in Sauerstoff- und Magnesiumatome um, wobei es Licht und Wärme freigibt.Das Brennen von Neon ist so schnell, dass es nur im Laufe einiger Jahre stattfindet, ein Blinzeln eines Auges in der Astrophysik, wo Zeiträume normalerweise in Millionen oder Milliarden von Jahren gemessen werden.Der Neonverbrennungsprozess tritt nach Kohlenstoffverbrennung und vor dem Verbrennen des Sauerstoffs auf.

Für die meisten Lebensdauer eines Sternens verbrennt er langsam Wasserstoff in seinem Kern, wodurch die Wasserstoffkerne in Heliumkernen verschmelzen und langsam den Prozentsatz des Heliums in seinem Kern erhöht.Wenn der Stern massiv genug ist, beginnt er, Helium durch den Triple-Alpha-Prozess zu verschmelzen, die Hauptsequenz zu hinterlassen und ein riesiger Stern zu werden.Wenn der Stern noch mehr Masse hat, wird er Helium in Kohlenstoff verschmelzen, ein Prozess, der nur etwa 1000 Jahre dauert.

Was als nächstes passiert, trennt die wirklich massiven Sterne von den kleineren.Wenn ein Stern weniger als ungefähr 8 Sonnenmassen hat, schlägt er den größten Teil seiner Hülle durch Sonnenwind aus und hinterlässt einen Sauerstoff/Neon/Magnesium -weißen Zwerg.Wenn es mehr hat, kondensiert die Kerngröße, erwärmt sich und beginnt das Neonbrennen.Das Brennen des Neons erfordert Temperaturen im Bereich von 1,2 × 10 ⁹ K und Drücke von 4 × 10 ⁹ kg/m ³ .Dies ist ungefähr vier Millionen Tonnen pro Quadratmeter.Das Brennen von Neonen stützt sich grundlegend auf PhotodiSintegration - dem Prozess, bei dem Gammastrahlen extremer Energie erzeugt werden, und die Atomkerne so energisch beeinflussen, dass sie Protonen und Neutronen abwerfen oder sogar den Kern in zwei Hälften brechen.Der Kern eines sterbenden Sterns, PhotodiSintegration, schlägt Alpha -Partikel (Heliumkerne) von Neonkern aus und produziert Sauerstoff- und Alpha -Partikel als Nebenprodukte.Die energetischen Alpha -Partikel verschmelzen dann mit Neonkern, um Magnesium zu erzeugen.

Im Laufe der Zeit verbraucht der Stern seinen Neon und der Kern kondensiert erneut, an welchem Punkt Sauerstoffverbrennung beginnt.Wenn der Stern immer mehr und schwerere Kerne brennt, erreicht er schließlich Eisen, das nicht auf nachhaltige Weise entzündet werden kann, und der Kernkollaps findet statt, gefolgt von einer Supernova.