Nukleär brinnande neon

Förbränningen av neon  är en sekvens av termonukleära reaktioner som inträffar i djupet av massiva stjärnor (minst 8 solmassor ). Denna process kräver hög temperatur och densitet (1,2⋅10 9 K och 4⋅10 9 kg/m³).

Grundläggande neonförbränningsreaktioner [1] :

20 Ne + y → 16 O + 4 He
20 Ne + 4 He → 24 Mg + y

Eller:

20 Ne + n → 21 Ne + y
21 Ne + 4 He → 24 Mg + n

För massiva stjärnor (mer än 25 solmassor) beräknas varaktigheten av neonbränning till 1 år [2] .

Se även

Anteckningar

  1. ↑ Förbränning av kol och syre
  2. ↑ http://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec18.html "Stjärnor större än 25 solmassor genomgår ett mer våldsamt slut på sina liv. Förbränning av kolkärnor varar i 600 år för en stjärna av denna storlek. Neonbränning i 1 år, syrebränning cirka 6 månader (dvs mycket snabbt på astronomiska tidsskalor)"

Länkar