ネオンバーニングとは

ネオン燃焼は、寿命の終わり近くにある重い星（8個以上の太陽質量）のコアで発生する核反応です。 ネオンを酸素とマグネシウム原子に変換し、その過程で光と熱を放出します。 ネオンの燃焼は非常に急速であるため、通常数百万年または数十億年単位で測定される天体物理学の瞬きである数年の間にしか起こりません。 ネオン燃焼プロセスは、炭素燃焼後、酸素燃焼前に発生します。

星の寿命の大部分において、それはゆっくりと核の水素を燃やし、水素原子核をヘリウム原子核に溶かし、中心核のヘリウムの割合をゆっくりと上昇させます。 星が十分に重い場合、トリプルアルファプロセスを介してヘリウムが融合し始め、メインシーケンスを離れて巨大な星になります。 星の質量がさらに大きくなると、ヘリウムが炭素に融合し始めます。このプロセスには約1000年しかかかりません。

次に起こることは、真に巨大な星を小さな星から分離します。 星の太陽質量が約8未満の場合、そのエンベロープのほとんどを太陽風を通して放出し、酸素/ネオン/マグネシウムの白色d星を残します。 それ以上ある場合、コアはサイズが凝縮し、加熱され、ネオンの燃焼を開始します。 ネオン燃焼には、1.2×10 ⁹ Kの範囲の温度と約4×10 ⁹ kg / m ^3の圧力が必要です。 これは1平方メートルあたり約400万トンです。

ネオン燃焼コアの上では、コアから次第に遠ざかるシェルにある炭素燃焼、ヘリウム燃焼、水素燃焼が続きます。 ネオン燃焼は基本的に光分解に依存します。これは、極端なエネルギーのガンマ線が生成され、原子核に強い衝撃を与えて陽子と中性子を打ち落とすか、核を半分に破壊するプロセスです。 死にかけている星の核である光崩壊は、ネオン核からアルファ粒子（ヘリウム核）をノックし、副産物として酸素とアルファ粒子を生成します。 エネルギーのあるアルファ粒子は、ネオン核と融合してマグネシウムを生成します。

時間が経つにつれて、星はネオンを使い果たし、コアは再び凝縮し、その時点で酸素燃焼が始まります。 星が重くて重い核を燃やし続けると、最終的に鉄に到達します。鉄は持続可能な方法で点火できず、コア崩壊が起こり、その後に超新星が続きます。