Neonförbränning

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök

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[redigera | redigera wikitext]

Förenklat skrivsätt[redigera | redigera wikitext]

20Ne + 20Ne16O + 24Mg + γ

Reaktioner med mellansteg[redigera | redigera wikitext]

Process 1
20Ne + γ → 16O + 4He
20Ne + 4He24Mg + 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 + n21Ne + γ
21Ne + 4He24Mg + 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[redigera | redigera wikitext]

Referenser och noter[redigera | redigera wikitext]

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]

Kosmologiska - Stjärnorna - Elementsyntes