Процесс горения неона
 | В этой статье есть несколько проблем. Пожалуйста, помогите улучшить его или обсудите эти проблемы на странице обсуждения . ( Узнайте, как и когда удалять эти шаблонные сообщения )
|
Процесс горения неона представляет собой набор реакций ядерного синтеза , которые происходят в эволюционировавших массивных звездах с массой не менее 8 солнечных . Горение неона требует высоких температур и плотностей (около 1,2×10 9 К или 100 кэВ и 4×10 9 кг/м 3 ).
При таких высоких температурах фотораспад становится значительным эффектом, поэтому некоторые ядра неона распадаются, поглощая энергию 4,73 МэВ и высвобождая альфа-частицы . [1] Это свободное ядро гелия затем может сливаться с неоном, образуя магний, выделяя 9,316 МэВ. [2]
Альтернативно:
где нейтрон, израсходованный на первом этапе, регенерируется на втором.
Вторичная реакция заставляет гелий сплавляться с магнием с образованием кремния: [2]
- 24
12 мг
+ 4
2 Он
→ 28
14 Си
+ с
Сокращение ядра приводит к повышению температуры, что позволяет неону плавиться непосредственно следующим образом: [2]
- 20
10 Не
+ 20
10 Не
→ 16
8 О
+ 24
12 мг
Горение неона происходит после того, как горение углерода израсходовало весь углерод в ядре и создало новое ядро кислород - неон - натрий - магний . Ядро перестает производить термоядерную энергию и сжимается. Это сокращение увеличивает плотность и температуру вплоть до точки воспламенения неона. Повышенная температура вокруг ядра позволяет углероду сгорать в оболочке, а снаружи будут оболочки, сжигающие гелий и водород .
Во время горения неона в центральном ядре накапливаются кислород и магний, а неон расходуется. Через несколько лет звезда потребляет весь свой неон, а ядро перестает производить термоядерную энергию и сжимается. И снова гравитационное давление берет верх и сжимает центральное ядро, увеличивая его плотность и температуру до тех пор, пока процесс горения кислорода не начнется .
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Клейтон, Дональд (1983). Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза . Бибкод : 1983psen.book.....C .
- ^ Jump up to: а б с ЛеБлан, Фрэнсис (2011). Введение в звездную астрофизику . Уайли. п. 256. ИСБН 9781119964971 .
Внешние ссылки
[ редактировать ]- Арнетт, В.Д. Продвинутая эволюция массивных звезд. V – Горение неона / Астрофизический журнал, вып. 193, 1 октября 1974 г., ст. 1, с. 169–176.
 | Эта статья о звездной астрономии незавершена . Вы можете помочь Википедии, расширив ее . |
 | Эта ядерной химии статья, посвященная , незавершена . Вы можете помочь Википедии, расширив ее . |