Syreförbränning

Från Wikipedia
Hoppa till: navigering, sök

Syreförbränning är fusionsprocesser i en massiv stjärna där syre fusionerar till kisel och svavel, samt mindre mängder fosfor och magnesium, som ackumuleras i stjärnans mitt. Syreförbränning äger rum i stjärnor > 8 - 11 M när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 1,9 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid syrefusionen frigörs i form av neutriner. Neutrinoutstrålningen frigör hela 160 000 gånger mer energi än värmeutstrålningen. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans syrekärna förbränns snabbt och redan efter ca 3 år är temperaturen i kärnan tillräckligt hög för att kiselförbränning ska starta om stjärnan är tung nog.

Kärnreaktioner[redigera | redigera wikitext]

Alfaprocess[redigera | redigera wikitext]

16O + 4He20Ne + γ + 4,73 MeV

Syreförbränning kan ske som alfaprocess och är en fortsättning på trippel-alfa-processen.

Syrefusion[redigera | redigera wikitext]

16O + 16O32S + γ + 16,54 MeV

16O + 16O31S + n + 1,46 MeV

16O + 16O31P + 1H + 7,68 MeV

16O + 16O28Si + 4He + 9,59 MeV

16O + 16O30Si + 1H + 1H + 0,38 MeV

16O + 16O + γ + 0,39 MeV24Si + 4He + 4He

16O + 16O + γ + 2,41 MeV30P + 2H

16O + 16O24Mg + 4He + 4He

Se även[redigera | redigera wikitext]

Referenser och noter[redigera | redigera wikitext]

Externa länkar[redigera | redigera wikitext]

Kosmologiska - Stjärnorna - Elementsyntes Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-free Stars - Alexander Heger, S. E. Woosley