Hvad er Neon Burning?
Neonforbrænding er en nuklear reaktion, der opstår i kernen i massive stjerner (8 solmasser eller mere) nær slutningen af deres liv. Det konverterer neon til ilt og magnesiumatomer og frigiver lys og varme i processen. Neonforbrænding er så hurtig, at den kun finder sted i løbet af nogle få år, et øje blink i astrofysik, hvor tidsskalaer normalt måles i millioner eller milliarder af år. Neonforbrændingsprocessen opstår efter kulstofforbrænding og før iltforbrænding.
I det meste af en stjerners levetid vil den langsomt brænde brint i sin kerne og smelte hydrogenkernerne ind i heliumkerner og langsomt hæve procentdelen af helium i sin kerne. Hvis stjernen er massiv nok, begynder den at smelte helium gennem triple-alpha-processen, forlader hovedsekvensen og bliver en gigantisk stjerne. Hvis stjernen har endnu mere masse, vil den begynde at smelte helium til kulstof, en proces, der kun tager omkring 1000 år.
Hvad der derefter sker, adskiller de virkelig massive stjerner fra de mindre. Hvis en stjerne har mindre end ca. 8 solmasser, udsætter den det meste af sin konvolut gennem solvind og efterlader en ilt / neon / magnesiumhvid dværg. Hvis den har mere, kondenseres kernen i størrelse, varmes op og begynder neonforbrændingen. Neonforbrænding kræver temperaturer i området 1,2 × 10 9 K og tryk omkring 4 × 10 9 kg / m 3 . Dette er omkring fire millioner ton pr. Kvadratmeter.
Over den neonforbrændende kerne fortsætter kulstofforbrænding, heliumforbrænding og brintforbrænding i skaller placeret i gradvis større afstand fra kernen. Neonforbrænding er grundlæggende afhængig af fotodisintegration - processen, hvorved gamma-stråler af ekstrem energi skabes, og påvirker atomkerner så kraftigt, at de afbryder protoner og neutroner eller endda bryder kernen i halvdelen. Kernen i en døende stjerne, fotodisintegration banker alfa-partikler (heliumkerner) ud af neonkerner, hvilket producerer ilt- og alfapartikler som biprodukter. De energiske alfa-partikler smelter derefter sammen med neonkerner for at skabe magnesium.
Over tid bruger stjernen sin neon, og kernen kondenserer igen, på hvilket tidspunkt iltforbrændingen begynder. Hvis stjernen fortsætter med at brænde tyngre og tungere kerner, når den til sidst jern, som ikke kan antændes på en bæredygtig måde, og kernekollaps finder sted, efterfulgt af en supernova.