Vad är Neon Burning?

Neon bränning är en kärnreaktion som sker i kärnan av massiva stjärnor (8 solmassor eller högre) mot slutet av sin livscykel. Den konverterar neon till syre och atomer magnesium, släpper ljus och värme i processen. Neon förbränning är så snabb att det bara sker under loppet av några år, ett ögonblick i astrofysik, där tidsramarna vanligen mäts i miljoner eller miljarder år. The Neon Bränningsprocessen uppstår efter förbränning av kol och syre vid förbränning.

Under större delen av en stjärnas livslängd, kommer det sakta brinner väte i sin kärna, att smälta vätekärnor till helium kärnor, sakta öka andelen helium i dess kärna. Om stjärnan är tillräckligt massiv, kommer den att börja smälta helium genom trippel-alfa-processen, som lämnar huvudserien och bli en jätte stjärna. Om stjärnan har ännu mer massa, börjar smälta helium till kol, en process som tar ca 1000 år. Vad händer sen separerar verkligen massiva stjärnor från de mindre. Om en stjärna har mindre än 8 solmassor, matar ut det mesta av sina anslag genom solvinden och efterlämnar ett syre /neon /magnesium vit dvärg. Om det har mer, värmer kärnan kondenserar i storlek, upp och börjar neon bränning. Neon förbränning kräver temperaturer på mellan 1,2 × 10 9 K och trycket runt 4 × 10 9 kg /m 3 . Det är cirka fyra miljoner ton per kvadratmeter.

Ovanför neon brännande kärna, kol brinnande, brännande helium och väte brinnande fortsätta i skal som finns på allt större avstånd från kärnan. Neon brinnande bygger i grunden på photodisintegration-den process där gammastrålar extrem energi skapas, och effekterna atomkärnor så kraftfullt att slå av protoner och neutroner, eller ens bryta kärnan på mitten. Den kärnan i en döende stjärna, knackar photodisintegration alfapartiklar (heliumkärnor) off neon kärnor, producerar syre och alfapartiklar som biprodukt. Den energiska alfapartiklar sedan säkring med neon kärnor för att skapa magnesium.

Över tiden använder stjärna upp sin neon och kärnan kondenserar igen, varvid syre brinner börjar. Om stjärnan fortsätter att brinna tyngre och tyngre kärnor, når man så småningom järn, som inte kan antändas på ett hållbart sätt, och kärnan kollaps sker, följt av en supernova.


Kommentarer

  • Om oss
  • Reklam
  • Kontakta redaktören
  • Få nyhetsbrev
  • RSS-feed

Redaktör: Beáta Megyesi
Nyheter redaktör: Christiane Schaefer

Kundservice: Mats Schaefer,
Helena Löthman

Tel: +46 00 79 22 00
Fax: +46 00 79 22 01

© Copyright 2014 Debok.net - All rights reserved.