Vad är Neon Burning?
Neonförbränning är en kärnreaktion som inträffar i kärnan i massiva stjärnor (8 solmassor eller högre) nära slutet av deras liv. Den konverterar neon till syre- och magnesiumatomer och släpper ljus och värme i processen. Neonförbränning sker så snabbt att det bara sker under några år, ett ögonblick i astrofysik, där tidsskalor vanligtvis mäts i miljoner eller miljarder år. Neonförbränningsprocessen sker efter kolförbränning och före syreförbränning.
Under större delen av en stjärns livslängd kommer den långsamt att bränna väte i sin kärna och smälta vätekärnorna till heliumkärnor och långsamt öka andelen helium i sin kärna. Om stjärnan är tillräckligt massiv kommer den att börja smälta helium genom trippel-alfa-processen, lämna huvudsekvensen och bli en gigantisk stjärna. Om stjärnan har ännu mer massa kommer den att börja smälta helium till kol, en process som bara tar cirka 1000 år.
Det som händer därefter skiljer de verkligt massiva stjärnorna från de mindre. Om en stjärna har mindre än cirka 8 solmassor, kastar den ut det mesta av sitt kuvert genom solvind och lämnar en syre / neon / magnesiumvit dvärg. Om den har mer, kondenseras kärnan i storlek, värms upp och börjar neonbränningen. Neonförbränning kräver temperaturer i intervallet 1,2 × 10 9 K och tryck runt 4 × 10 9 kg / m 3 . Det här är cirka fyra miljoner ton per kvadratmeter.
Ovanför neonförbränningskärnan fortsätter kolförbränning, heliumförbränning och vätgasförbränning i skal placerade på ett gradvis större avstånd från kärnan. Neonförbränning förlitar sig grundligt på fotodisintegration - processen där gammastrålar av extrem energi skapas och påverkar atomkärnor så kraftigt att de slår av protoner och neutroner eller till och med bryter kärnan i hälften. Kärnan i en döende stjärna, fotodisintegration slår alfapartiklar (heliumkärnor) av neonkärnor och producerar syre- och alfapartiklar som biprodukter. De energiska alfapartiklarna smälter sedan samman med neonkärnor för att skapa magnesium.
Med tiden använder stjärnan sin neon och kärnan kondenserar igen, vid vilken punkt syreförbränningen börjar. Om stjärnan fortsätter att bränna tyngre och tyngre kärnor når den så småningom järn, som inte kan antändas på ett hållbart sätt, och kärnkollaps sker, följt av en supernova.