Hva er neonforbrenning?

Neonforbrenning er en kjernefysisk reaksjon som oppstår i kjernen av massive stjerner (8 solmasser eller større) nær slutten av livet.Den konverterer neon til oksygen- og magnesiumatomer, og frigjør lys og varme i prosessen.Neonforbrenning er så rask at det bare foregår i løpet av noen få år, et øyeblikk i astrofysikk, der tidsskalaer vanligvis måles i millioner eller milliarder av år.Den neonforbrenningsprosessen oppstår etter karbonforbrenning og før oksygenforbrenning.

For det meste av en stjerne levetid vil den sakte brenne hydrogen i kjernen, og smelte hydrogenkjernene i heliumkjerner, og sakte øke prosentandelen av helium i kjernen.Hvis stjernen er massiv nok, vil den begynne å smelte sammen helium gjennom Triple-Alpha-prosessen, etterlate hovedsekvensen og bli en gigantisk stjerne.Hvis stjernen har enda mer masse, vil den begynne å smelte sammen helium til karbon, en prosess som bare tar omtrent 1000 år.

Det som skjer neste, skiller de virkelig massive stjernene fra de mindre.Hvis en stjerne har mindre enn rundt 8 solmasser, slipper den ut mesteparten av konvolutten gjennom solvind og etterlater seg en oksygen/neon/magnesiumhvit dverg.Hvis den har mer, kondenserer kjernen i størrelse, varmes opp og begynner neonbrenningen.Neonforbrenning krever temperaturer i området 1,2 × 10 ⁹ K og trykk rundt 4 × 10 ⁹ kg/m ³ .Dette er omtrent fire millioner tonn per kvadratmeter.

over neonforbrenningskjernen, karbonforbrenning, heliumforbrenning og hydrogenforbrenning fortsetter i skjell lokalisert i gradvis større avstand fra kjernen.Neonforbrenning er grunnleggende avhengig av fotodisintegrering - prosessen der gammastråler av ekstrem energi skapes, og påvirker atomkjerner så kraftig at de slår av protoner og nøytroner, eller til og med bryter kjernen i to.Kjernen i en døende stjerne, fotodisintegrering banker alfakartikler (heliumkjerner) utenfor neonkjerner, og produserer oksygen- og alfa -partikler som biprodukter.De energiske alfa -partiklene smelter sammen med neonkjerner for å lage magnesium.

Over tid bruker stjernen opp sin neon og kjernen kondenserer igjen, på hvilket tidspunkt oksygenforbrenning begynner.Hvis stjernen fortsetter å brenne tyngre og tyngre kjerner, når den til slutt jern, som ikke kan antennes på en bærekraftig måte, og kjernekollaps finner sted, etterfulgt av en supernova.