Неонско согорување

From Wikipedia, the free encyclopedia

Remove ads

Неонско согорувањесоединувачки 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.[1] Ова слободно хелиумско јадро потоа може да се соедини со неон за да создаде магнезиум, ослободувајќи 9,316 MeV.[2]

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

Или пак:

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

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

Споредната реакција предизвикува соединување на хелумот со магнезиум, создавајќи силициум:[2]

24
12
Mg
+ 4
2
He
28
14
Si
+ γ

Собирањето на јадрото води до зголемена температура, што му овозможува на неонот непосредно да се соедини вака:[2]

20
10
Ne
+ 20
10
Ne
16
8
O
+ 24
12
Mg

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.

Remove ads

Наводи

Надворешни врски

Loading related searches...

Wikiwand - on

Seamless Wikipedia browsing. On steroids.

Remove ads