Proceso de quema de neón
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El proceso de combustión del neón es un conjunto de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en estrellas masivas evolucionadas con al menos 8 masas solares . La combustión del neón requiere altas temperaturas y densidades (alrededor de 1,2×10 9 K o 100 keV y 4×10 9 kg/m 3 ).
A temperaturas tan altas, la fotodesintegración se convierte en un efecto significativo, por lo que algunos núcleos de neón se descomponen, absorbiendo 4,73 MeV y liberando partículas alfa . [1] Este núcleo de helio libre puede luego fusionarse con neón para producir magnesio, liberando 9,316 MeV. [2]
20
10Nordeste
+ gamma → 16
8Oh
+ 4
2Él20
10Nordeste
+ 4
2Él
→ 24
12Mg
+ gamma
Alternativamente:
20
10Nordeste
+ norte → 21
10Nordeste
+ gamma 21
10Nordeste
+ 4
2Él
→ 24
12Mg
+ norte
donde el neutrón consumido en el primer paso se regenera en el segundo.
Una reacción secundaria hace que el helio se fusione con magnesio para producir silicio: [2]
- 24
12Mg
+4
2Él
→28
14Si
+ γ
La contracción del núcleo provoca un aumento de la temperatura, lo que permite que el neón se fusione directamente de la siguiente manera: [2]
- 20
10Nordeste
+20
10Nordeste
→16
8Oh
+24
12Mg
La combustión del neón se produce después de que la combustión del carbono haya consumido todo el carbono del núcleo y haya formado un nuevo núcleo de oxígeno , neón , sodio y magnesio . El núcleo deja de producir energía de fusión y se contrae. Esta contracción aumenta la densidad y la temperatura hasta el punto de ignición de la combustión del neón. El aumento de la temperatura alrededor del núcleo permite que el carbono se queme en una capa, y habrá capas que quemen helio e hidrógeno en el exterior.
Durante la combustión del neón, el oxígeno y el magnesio se acumulan en el núcleo central mientras se consume el neón. Después de unos años, la estrella consume todo su neón y el núcleo deja de producir energía de fusión y se contrae. De nuevo, la presión gravitacional toma el control y comprime el núcleo central, aumentando su densidad y temperatura hasta que puede comenzar el proceso de combustión del oxígeno .
Referencias
- ^ Clayton, Donald (1983). Principios de evolución estelar y nucleosíntesis. Bibcode :1983psen.book.....C.
- ^ abc LeBlanc, Francis (2011). Introducción a la astrofísica estelar. Wiley. pág. 256. ISBN 9781119964971.
Enlaces externos
- Arnett, WD Evolución avanzada de estrellas masivas. V – Combustión de neón / Astrophysical Journal, vol. 193, 1 de octubre de 1974, pt. 1, p. 169–176.
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