Ядерне горіння неону

Ядерне горіння неону — послідовність термоядерних реакцій, що відбуваються в надрах масивних зір (не менше 8 мас Сонця). При цьому неон перетворюється кисень і магній. В еволюції масивних зір горіння неону слідує після горіння вуглецю й передує горінню кисню. Для масивних зір (понад 25 мас Сонця) тривалість горіння неону оцінюють в 1 рік^[1].

Основні реакції

Для цього процесу необхідна наявність високої температури та густини (1,2× 10⁹ К і 4× 10⁹ кг/м³). За таких високих температур фотодезінтеграція стає суттєвим процесом: частина ядер неону розпадається, поглинаючи 4,73 МеВ та вивільняючи альфа-частинки^[2]. Вільне ядро гелію може далі зливатися з неоном, утворюючи магній і виділяючи 9,316 МеВ^[3]:

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

Альтернативна реакція відбувається за участю нейтрона:

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

При цьому нейтрон, що поглинається на першому етапі, відновлюється на другому.

Додаткова реакція призводить до злиття гелію з магнієм з утворенням кремнію^[3]:

24Mg + 4He → 28Si + γ

Стискання ядра призводить до підвищення температури, що дозволяє неону зливатися безпосередньо за реакцією^[3]:

20Ne + 20Ne → 16O + 24Mg

Роль в еволюції зір

Горіння неону відбувається після того, як горіння вуглецю вичерпує весь вуглець у ядрі та формує нове киснево-неоново-натрієво-магнієве ядро. Ядро припиняє виробляти енергію в термоядерних реакціях і стискається. Це стискання підвищує густину й температуру до точки займання горіння неону. Підвищена температура навколо ядра дозволяє вуглецю горіти в оболонці, тоді як ще далі від центру відбувається горіння гелію та водню.

Під час горіння неону в центрі ядра зорі накопичуються кисень і магній, тоді як неон поступово витрачається. Через кілька років зоря повністю спалює свій неон, ядро знову припиняє виробляти енергію і стискається. При цьому його густина й температура підвищуються, доки не розпочнеться горіння кисню.

Див. також

• Фотоядерна реакція
• Ядерне горіння кремнію
• Ядерне горіння вуглецю