Was ist Neon Burning?

Das Brennen von Neon ist eine Kernreaktion, die im Kern von massereichen Sternen (8 Sonnenmassen oder mehr) gegen Ende ihres Lebens stattfindet. Es wandelt Neon in Sauerstoff- und Magnesiumatome um und setzt dabei Licht und Wärme frei. Das Brennen von Neon ist so schnell, dass es nur innerhalb weniger Jahre stattfindet, ein Wimpernschlag in der Astrophysik, in der Zeitskalen normalerweise in Millionen oder Milliarden von Jahren gemessen werden. Der Neonbrennprozess findet nach dem Verbrennen von Kohlenstoff und vor dem Verbrennen von Sauerstoff statt.

Während des größten Teils der Lebensdauer eines Sterns verbrennt er langsam Wasserstoff in seinem Kern und verschmilzt die Wasserstoffkerne zu Heliumkernen, wodurch der Anteil von Helium in seinem Kern langsam erhöht wird. Wenn der Stern massereich genug ist, beginnt er, Helium durch den Triple-Alpha-Prozess zu fusionieren, wobei er die Hauptsequenz verlässt und zu einem riesigen Stern wird. Wenn der Stern noch mehr Masse hat, beginnt er, Helium in Kohlenstoff zu verwandeln, ein Prozess, der nur etwa 1000 Jahre dauert.

Was als nächstes passiert, trennt die wirklich massereichen Sterne von den kleineren. Wenn ein Stern weniger als 8 Sonnenmassen hat, wirft er den größten Teil seiner Hülle durch Sonnenwind aus und hinterlässt einen Sauerstoff / Neon / Magnesium-Weißen Zwerg. Wenn es mehr hat, verdichtet sich der Kern, erwärmt sich und das Neonbrennen beginnt. Das Brennen von Neon erfordert Temperaturen im Bereich von 1,2 × 10 9 K und Drücke um 4 × 10 9 kg / m 3 . Das sind rund vier Millionen Tonnen pro Quadratmeter.

Oberhalb des Neonbrennkerns brennen weiterhin Kohlenstoff, Helium und Wasserstoff in Schalen, die sich in zunehmendem Abstand vom Kern befinden. Das Brennen von Neons beruht im Wesentlichen auf der Photointegration - dem Prozess, bei dem Gammastrahlen extremer Energie erzeugt werden und so stark auf Atomkerne einwirken, dass sie Protonen und Neutronen abschlagen oder sogar den Kern in zwei Hälften aufbrechen. Der Kern eines sterbenden Sterns, die Fotodesintegration, stößt Alpha-Partikel (Heliumkerne) von Neon-Kernen ab und produziert Sauerstoff- und Alpha-Partikel als Nebenprodukte. Die energetischen Alpha-Teilchen verschmelzen dann mit Neonkernen zu Magnesium.

Mit der Zeit verbraucht der Stern sein Neon und der Kern kondensiert wieder, an diesem Punkt beginnt die Sauerstoffverbrennung. Wenn der Stern immer schwerere Kerne verbrennt, erreicht er schließlich Eisen, das nicht nachhaltig entzündet werden kann, und es kommt zu einem Kernkollaps, gefolgt von einer Supernova.

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