Wat is neonverbranding?
Neonverbranding is een nucleaire reactie die optreedt in de kern van massieve sterren (8 massa's of meer) tegen het einde van hun leven. Het zet neon om in zuurstof- en magnesiumatomen en laat daarbij licht en warmte vrij. Neonverbranding is zo snel dat het alleen plaatsvindt in de loop van een paar jaar, een oogwenk in de astrofysica, waar tijdschalen meestal worden gemeten in miljoenen of miljarden jaren. Het neonverbrandingsproces vindt plaats na koolstofverbranding en vóór zuurstofverbranding.
Gedurende het grootste deel van de levensduur van een ster zal het langzaam waterstof in zijn kern verbranden, waarbij de waterstofkernen in heliumkernen worden gefuseerd, waardoor het percentage helium in zijn kern langzaam stijgt. Als de ster massief genoeg is, begint het helium te smelten door het drievoudige-alfa-proces, waardoor de hoofdreeks achterblijft en een gigantische ster wordt. Als de ster nog meer massa heeft, begint hij helium in koolstof te smelten, een proces dat slechts ongeveer 1000 jaar duurt.
Wat er vervolgens gebeurt, scheidt de echt massieve sterren van de kleinere. Als een ster minder dan ongeveer 8 zonne-massa's heeft, werpt hij het grootste deel van zijn omhulsel door zonnewind en laat een witte zuurstof- / neon- / magnesiumdwerg achter. Als het meer heeft, condenseert de kern in grootte, warmt op en begint de neon te branden. Neonverbranding vereist temperaturen in het bereik van 1,2 × 10 9 K en drukken rond 4 × 10 9 kg / m 3 . Dit is ongeveer vier miljoen ton per vierkante meter.
Boven de neonverbrandende kern gaan koolstofverbranding, heliumverbranding en waterstofverbranding verder in schalen die zich op steeds grotere afstand van de kern bevinden. Neonverbranding is fundamenteel afhankelijk van fotodisintegratie - het proces waarbij gammastralen van extreme energie worden gecreëerd en atoomkernen zo krachtig beïnvloeden dat ze protonen en neutronen afslaan of zelfs de kern doormidden breken. De kern van een stervende ster, fotodisintegratie klopt alfadeeltjes (heliumkernen) van neonkernen en produceert zuurstof en alfadeeltjes als bijproducten. De energetische alfadeeltjes fuseren vervolgens met neonkernen om magnesium te creëren.
Na verloop van tijd verbruikt de ster zijn neon en condenseert de kern opnieuw, waarna het branden van zuurstof begint. Als de ster steeds zwaardere kernen blijft verbranden, bereikt deze uiteindelijk ijzer, dat niet op duurzame wijze kan worden ontstoken, en vindt een instorting van de kern plaats, gevolgd door een supernova.