Hva er Neon Burning?
Neonforbrenning er en kjernefysisk reaksjon som oppstår i kjernen av massive stjerner (8 solmasser eller større) nær slutten av livet. Den konverterer neon til oksygen og magnesiumatomer, og frigjør lys og varme i prosessen. Neonforbrenning er så rask at det bare skjer i løpet av noen få år, et øyeblikk i astrofysikk, der tidsskalaene vanligvis måles i millioner eller milliarder av år. Neonforbrenningsprosessen skjer etter karbonforbrenning og før oksygenforbrenning.
I det meste av en stjerners levetid vil den sakte brenne hydrogen i kjernen og fusjonere hydrogenkjernene til heliumkjerner og sakte øke andelen helium i kjernen. Hvis stjernen er massiv nok, vil den begynne å smelte helium gjennom trippel-alfa-prosessen, forlate hovedsekvensen og bli en gigantisk stjerne. Hvis stjernen har enda mer masse, vil den begynne å smelte helium til karbon, en prosess som bare tar omtrent 1000 år.
Det som skjer videre skiller de virkelig massive stjernene fra de mindre. Hvis en stjerne har mindre enn omtrent 8 solmasser, kaster den ut mesteparten av konvolutten sin gjennom solvind og etterlater seg en oksygen / neon / magnesiumhvit dverg. Hvis den har mer, kondenseres kjernen i størrelse, varmes opp og begynner neonforbrenningen. Neonforbrenning krever temperaturer i området 1,2 × 10 9 K og trykk rundt 4 × 10 9 kg / m 3 . Dette er omtrent fire millioner tonn per kvadratmeter.
Over den neonbrennende kjernen fortsetter karbonforbrenning, heliumforbrenning og hydrogenforbrenning i skjell som ligger i gradvis større avstand fra kjernen. Neonforbrenning er fundamentalt avhengig av fotodisintegrering - prosessen der gamma-stråler av ekstrem energi skapes, og påvirker atomkjerner så kraftig at de slår av protoner og nøytroner, eller til og med bryter kjernen i to. Kjernen til en døende stjerne, fotodisintegrasjon slår alfa-partikler (heliumkjerner) av neonkjerner, og produserer oksygen og alfapartikler som biprodukter. De energiske alfa-partiklene smelter deretter sammen med neonkjerner for å lage magnesium.
Over tid bruker stjernen opp neonet sitt og kjernen kondenserer igjen, på hvilket tidspunkt oksygenforbrenningen begynner. Hvis stjernen stadig brenner tyngre og tyngre kjerner, når den til slutt jern, som ikke kan antennes på en bærekraftig måte, og kjernekollaps finner sted, etterfulgt av en supernova.