Neonförbränning

Neonförbränning är samlingsnamnet på fusionsprocesser i en massiv stjärna där neon fusionerar till syre och magnesium som ackumuleras i stjärnans mitt. Neonförbränning äger rum i stjärnor > 8 M_☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 1,6 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid neonfusionen frigörs i form av neutriner istället för värme. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans neonkärna förbränns snabbt och redan efter ca 1 år är temperaturen i kärnan hög nog för att syreförbränning ska starta om stjärnan är tung nog.

Kärnreaktioner

Förenklat skrivsätt

²⁰Ne + ²⁰Ne → ¹⁶O + ²⁴Mg + γ

Reaktioner med mellansteg

Process 1
²⁰Ne + γ → ¹⁶O + ⁴He
²⁰Ne + ⁴He → ²⁴Mg + γ

I process 1 får gammastrålningen neonkärnan att sönderfalla till syre och helium. I ett andra steg fusionerar en neonkärna med heliumkärna (alfapartikel) från första steget i en fortsättning på trippel-alfa-processen.

Process 2
²⁰Ne + n → ²¹Ne + γ
²¹Ne + ⁴He → ²⁴Mg + n

I process 2 omvandlas en ²⁰Ne-kärna till ²¹Ne genom neutroninfångning. I ett andra steg fusionerar ²¹Ne-kärnan från första steget med en alfapartikel och bildar ²⁴Mg.

Se även

• CNO-cykeln
• Proton-protonkedjan
• Trippel-alfa-processen
• Kolförbränning
• Röd superjätte

Referenser och noter

• 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, sida 371–383 av Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C.
• The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka

Externa länkar

• Kosmologiska - Stjärnorna - Elementsyntes