Vad brinner neon?

Neonförbränning är en kärnreaktion som inträffar i kärnan i massiva stjärnor (8 solmassor eller högre) nära slutet av deras liv.Den omvandlar neon till syre- och magnesiumatomer och släpper ljus och värme i processen.Neonförbränning är så snabb att det bara sker under några år, ett ögonblick i astrofysik, där tidsskalor vanligtvis mäts i miljoner eller miljarder år.Neonförbränningsprocessen inträffar efter kolförbränning och före syreförbränning.

För de flesta stjärnans livslängd kommer den långsamt att bränna väte i sin kärna, vilket smälter vätekärnorna i heliumkärnor, vilket långsamt höjer andelen helium i dess kärna.Om stjärnan är tillräckligt massiv kommer den att börja smälta helium genom trippel-alfa-processen, lämna huvudsekvensen och bli en gigantisk stjärna.Om stjärnan har ännu mer massa kommer den att börja smälta helium i kol, en process som bara tar cirka 1000 år.

Vad som händer nästa skiljer de verkligt massiva stjärnorna från de mindre.Om en stjärna har mindre än cirka 8 solmassor, avger den det mesta av sitt kuvert genom solvind och lämnar efter sig en syre/neon/magnesiumvit dvärg.Om det har mer, kondenserar kärnan i storlek, värmer upp och börjar neonförbränningen.Neonförbränning kräver temperaturer i intervallet 1,2 × 10 ⁹ K och tryck runt 4 × 10 ⁹ kg/m ³ .Det här är cirka fyra miljoner ton per kvadratmeter.

Över neonförbränningskärnan, kolförbränning, heliumförbränning och väteförbränning fortsätter i skal belägna på gradvis större avstånd från kärnan.Neonförbränning förlitar sig grundläggande på fotodisintegration - processen där gammastrålar av extrem energi skapas, och påverkar atomkärnor så kraftfullt att de slår av protoner och neutroner, eller till och med bryter kärnan i hälften.Kärnan i en döende stjärna, fotodisintegration slår alfakartiklar (heliumkärnor) utanför neonkärnor och producerar syre- och alfapartiklar som biprodukter.De energiska alfapartiklarna smälter sedan med neonkärnor för att skapa magnesium.

Med tiden använder stjärnan upp sin neon och kärnan kondenserar igen, vid vilken punkt syreförbränning börjar.Om stjärnan fortsätter att bränna tyngre och tyngre kärnor, når den så småningom järn, som inte kan antändas på ett hållbart sätt, och kärnkollaps sker, följt av en supernova.