Neonforbrenning

Neonforbrenning er fellesnavnet på fusjonsprosesser i en massiv stjerne der neon fusjonerer til oksygen og magnesium som akkumuleres i stjernens sentrum. Neonforbrenningen finner sted i stjerner > 8 M_☉ når de har est opp til røde superkjemper og starter når temperaturen når 1,6 milliarder K. En stor del av energien som frigjøres ved neonfusjonen frigjøres i form av nøytrinoer i stedet for varme. Det gjør at stjernens frobrenningshastighet øker markant ettersom strålingstrykket, som forhindrer stjernens kollaps, ikke øker i samme takt som forbrenningen. Stjernens neonkjerne forbrennes raskt og allerede etter ca. 1 år er temperaturen høy nok til at oksygenforbrenning kan starte dersom stjernen er tung nok.

Kjernereaksjoner

Forenklet skrivemåte

²⁰Ne + ²⁰Ne → ¹⁶O + ²⁴Mg + γ

Reaksjoner med mellomtrinn

• Prosess 1:

²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He

²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ

I prosess 1 får gammastrålingen neonkjernene til å henfalle til oksygen og helium. I et andre steg fusjonerer en neonkjerne med en heliumkjerne (alfapartikkel) fra første steget i en fortsettelse på trippel-alfaprosessen.

• Prosess 2:

²⁰Ne + n → ²¹Ne + γ

²¹Ne + ⁴He → ²⁴Mg + n

I prosess 2 omvandles en ²⁰Ne-kjerne til ²¹Ne ved nøytronfanging. I et andre steg fusjonerer ²¹Ne-kjernen fra første steget med en alfapartikkel og danner ²⁴Mg.

Se også

• CNO-syklusen
• Proton-protonkjeden
• Karbonforbrenning

Litteratur

• Astronomy and Astrophysics Supplement - Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M_☉, and from Z=0.0004 to 0.0, år 2000, volym 141, side 371–383 av Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C.
• The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka

Eksterne lenker

• Kosmologiske – Stjernene – Elementsyntese

Denne artikkelen er en spire. Du kan hjelpe Wikipedia ved å utvide den.

Autoritetsdata