Neonforbrenning er fellesnavnet på fusjonsprosesser i en massiv stjerne der neon fusjonerer til oksygen og magnesium som akkumuleres i stjernens sentrum. Neonforbrenningen finner sted i stjerner > 8 M☉ når de har est opp til røde superkjemper og starter når temperaturen når 1,6 milliarder K. En stor del av energien som frigjøres ved neonfusjonen frigjøres i form av nøytrinoer i stedet for varme. Det gjør at stjernens frobrenningshastighet øker markant ettersom strålingstrykket, som forhindrer stjernens kollaps, ikke øker i samme takt som forbrenningen. Stjernens neonkjerne forbrennes raskt og allerede etter ca. 1 år er temperaturen høy nok til at oksygenforbrenning kan starte dersom stjernen er tung nok.
Kjernereaksjoner Forenklet skrivemåte 20Ne + 20Ne → 16O + 24Mg + γ
Reaksjoner med mellomtrinn Prosess 1: 20Ne + γ → 16O + 4He 20Ne + 4He → 24Mg + γ
I prosess 1 får gammastrålingen neonkjernene til å henfalle til oksygen og helium. I et andre steg fusjonerer en neonkjerne med en heliumkjerne (alfapartikkel) fra første steget i en fortsettelse på trippel-alfaprosessen.
Prosess 2: 20Ne + n → 21Ne + γ 21Ne + 4He → 24Mg + n
I prosess 2 omvandles en 20Ne-kjerne til 21Ne ved nøytronfanging. I et andre steg fusjonerer 21Ne-kjernen fra første steget med en alfapartikkel og danner 24Mg.
Se også CNO-syklusen Proton-protonkjeden Karbonforbrenning
Litteratur Astronomy and Astrophysics Supplement - Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M☉, and from Z=0.0004 to 0.0, år 2000, volym 141, side 371–383 av Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C. The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka
Eksterne lenker Kosmologiske – Stjernene – Elementsyntese
Kategori:Kjernefysikk Kategori:Astrofysikk Kategori:Artikler i astronomiprosjektet