Неонско согорување

Неонско согорување — соединувачки реакции кои се одвиваа во развиените масивни ѕвезди with at least 8 Сончеви маси. За ова согорување е потребна голема температура и густина (околу 1,2×10⁹ K или 100 keV и 4×10⁹ кг/м³).

При такви високи температури фотојадрената реакција станува значаен ефект, па затоа некои неонски јадра се распаѓаат, впивајќи 4,73 MeV и ослободувајќи алфа-честички. Ова слободно хелиумско јадро потоа може да се соедини со неон за да создаде магнезиум, ослободувајќи 9,316 MeV.

20 10Ne	+	γ	→	16 8O	+	4 2He
20 10Ne	+	4 2He	→	24 12Mg	+	γ

Или пак:

20 10Ne	+	n	→	21 10Ne	+	γ
21 10Ne	+	4 2He	→	24 12Mg	+	n

при што неутронот потрошен во првиот чекор се пресоздава во вториот.

Споредната реакција предизвикува соединување на хелумот со магнезиум, создавајќи силициум:

24
12Mg
+ 4
2He
→ 28
14Si
+ γ

Собирањето на јадрото води до зголемена температура, што му овозможува на неонот непосредно да се соедини вака:

20
10Ne
+ 20
10Ne
→ 16
8O
+ 24
12Mg

Неонското согоруивање почнува откако јаглероднот согорување ќе го потроши целиот јаглерод во јадрото ќе изгради ново кислородно-неонско-натриумско-магнезиумско јадро. Јадрото престанува да создава соединувачка енергија и се собира. Ова собирање ја зголемува густината и температурата до степен кога може да почне неонското согорување. Зголемената температура околу јадрото овозможува согорување на јаглерод во обвивката, а вон него има обвивки што согоруваат хелиум и водород.

Додека неонот согорува, кислородот и магнезиумот се насобираат во средишното јадро. По неколку години ѕвездата го троши целиот неон и јадрото престанува со енергопроизводство и се собира. Гравитацискиот притисок повторно преовладува и го собира јадрото, зголемувајќи ја густината и температурата додека не започне кислородното согорување.

Надворешни врски

• За неонското согорување, В. Д. Арнет, Astrophysical Journal (англиски)