Processo de combustão do neônio
O processo de combustão do neônio é um tipo de fusão nuclear que só ocorre em estrelas massivas (pelo menos 8 MSolar). A combustão do neônio requer altas temperaturas e densidades de aproximadamente 1.2×109 K e 4×109 kg/m3.
A tais temperaturas a fotodesintegração se converte em um efeito significativo, algumas partículas de neônio se decompõe, liberando partículas alfa assim:
Estas partículas alfa podem ser recicladas para produzir magnésio-24:
- 20Ne + 4He → 24Mg + γ
Ou, alternativamente:
- 20Ne + n → 21Ne + γ
- 21Ne + 4He → 24Mg + n
Onde o nêutron consumido no primeiro passo é regenerado no segundo.
A combustão do neônio toma lugar após a combustão do carbono ter consumido todo o carbono do núcleo e forma-se um novo núcleo de oxigênio/neônio/magnésio. O núcleo se esfria, a pressão gravitacional o comprime, aumentando a densidade e temperatura até o ponto de ignição da combustão de neônio.
Durante a combustão de neônio, oxigênio e magnésio acumulam-se no núcleo central enquanto o neônio é consumido. Após uns poucos anos a estrela consome todo seu neônio e o núcleo esfria mais uma vez. Conseqüentemente, a pressão gravitacional toma lugar e comprime o núcleo central, aumentando sua densidade e temperatura até o processo de combustão do oxigênio poder começar.
Estudam-se a formação de alumínio-26 e emissão e observação astronômica de raios gama em combustões de neônio explosivas, durante os processos de combustão do carbono.[1] Igualmente, estuda-se os processos de combustão de neônio nas estrelas de massas acima de 4 massas solares onde já estabeleceu-se a combustão do oxigênio.[2] Estuda-se a combustão de neônio em camadas externas ao núcleo de matéria degenerada.[3] Os processos nucleares finais de estrelas massivas incluindo a combustão de neônio, passando pela combustão de hélio e demais processos de núcleos mais leves, são importantes na formação de binários e estrelas de nêutrons duplas.[4] Um campo de pesquisa é o processo de combustão do neônio e outros em estrelas supermassivas, com massas acima de 60 massas solares.[5] A importância da combustão do neônio na emissão de raios cósmicos também é campo de estudos.[6]
[editar] Ligações externas
- K. Langanke - Nuclear Astrophysics 11: Advanced burning stages of massive stars - theory.gsi.de (em inglês) (incluindo combustão do carbono, do silício e oxigênio)
Referências
- ↑ Woosley, S. E., Weaver, T. A.; Explosive neon burning and Al-26 gamma-ray astronomy; Astrophysical Journal, Part 1, vol. 238, June 15, 1980, p. 1017-1025. - adsabs.harvard.edu (em inglês)
- ↑ Arnett, W. D.; Advanced evolution of massive stars. V - Neon burning; Astrophysical Journal, vol. 193, Oct. 1, 1974, pt. 1, p. 169-176. - adsabs.harvard.edu (em inglês)
- ↑ Claudio Ritossa, Enrique García-Berro and Icko Iben, Jr.; On the Evolution of Stars that Form Electron-degenerate Cores Processed by Carbon Burning. V. Shell Convection Sustained by Helium Burning, Transient Neon Burning, Dredge-out, Urca Cooling, and Other Properties of an 11 M Population I Model Star; The Astrophysical Journal, 515:381–397, 1999 April 10 - www.journals.uchicago.edu (em inglês)
- ↑ J. D. M. Dewi, O. R. Pols; The late stages of evolution of helium star-neutron star binaries and the formation of double neutron star systems; Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–16 - arxiv.org (em inglês)
- ↑ M.F. El Eid, N. Prantzos and N. Langer; Advanced phases and nucleosynthesis in very massive stars; Lecture Notes in Physics; Volume 287/1987 - www.springerlink.com (em inglês)
- ↑ B. S. Meyera, N. Luoa, L. -S. Thea and M. F. El Eid; Nucleosynthesis and composition at the cosmic ray source; Advances in Space Research; Volume 19, Issue 5, 1997 - www.sciencedirect.com (em inglês)
