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 рікhttp://abyss.uoregon.edu/~js/ast122/lectures/lec18.html "Stars greater than 25 solar masses undergo a more violent end to their lives. Carbon core burning lasts for 600 years for a star of this size. Neon burning for 1 year, oxygen burning about 6 months (i.e. very fast on astronomical timescales)" .

Основні реакції Для цього процесу необхідна наявність високої температури та густини ( і ). За таких високих температур фотодезінтеграція стає суттєвим процесом: частина ядер неону розпадається, поглинаючи 4,73 МеВ та вивільняючи альфа-частинки. Вільне ядро гелію може далі зливатися з неоном, утворюючи магній і виділяючи 9,316 МеВ: + γ→ + + → + γ

Альтернативна реакція відбувається за участю нейтрона: + n→ + γ + → + n

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

Додаткова реакція призводить до злиття гелію з магнієм з утворенням кремнію:

+ → + γ

Стискання ядра призводить до підвищення температури, що дозволяє неону зливатися безпосередньо за реакцією:

+ → +

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

Примітки

Література

Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983) Arnett, W. D. Advanced evolution of massive stars. V - Neon burning / Astrophysical Journal, vol. 193, Oct. 1, 1974, pt. 1, p. 169-176.

Посилання , канал НДІ астрономії Харківського національного університету