Quelltext der Seite Neonbrennen

Als '''Neonbrennen''' bezeichnet man eine Gruppe von [[Kernfusion]]sreaktionen im Inneren schwerer [[Stern]]e mit einer Ausgangs[[Masse (Physik)|masse]] von mindestens 10 [[Sonnenmasse]]n, bei denen durch die Umwandlung des Ausgangsstoffes [[Neon]] [[Energie]] freigesetzt wird. Dies geschieht in der Endphase der Sternentwicklung und dauert nur maximal wenige Jahre.

== Voraussetzungen ==
Voraussetzung hierfür sind hohe [[Temperatur]]en von mindestens 1,2·10<sup>9</sup>&nbsp;[[Kelvin]] und hohe [[Dichte (Physik)|Dichten]] von mindestens 4·10<sup>9</sup>&nbsp;kg/m³. Das Neonbrennen setzt ein, wenn durch das vorangegangene [[Kohlenstoffbrennen]] der [[Kohlenstoff]] im Kern des Sterns aufgebraucht ist und ein Sauerstoff-Neon-Magnesium-Kern entstanden ist. Die Fusionsprozesse kommen zum Erliegen, woraufhin der Druck im Kern nicht mehr ausreicht, um der eigenen [[Gravitation]] entgegenzuwirken. Daher wird er so weit komprimiert, bis der dadurch bewirkte Temperatur- und Druckanstieg schließlich die Voraussetzungen für das Neonbrennen geschaffen hat.

== Fusionsreaktionen ==
Normalerweise würde man erwarten, dass das [[Sauerstoffbrennen]] vor dem Neonbrennen einsetzt, weil Sauerstoff eine weniger hohe [[Coulombwall|Coulombbarriere]] hat. Bei derart hohen Temperaturen spielt aber die [[Photodesintegration]] von Neonkernen eine wichtige Rolle, welche im Vergleich zu den [[Magische Zahl (Physik)|doppelt magischen]] Sauerstoffkernen weniger stark [[Atomkern#Bindungsenergie|gebunden]] sind. Dabei werden durch frühere Fusionsprozesse (siehe [[Kohlenstoffbrennen]]) erzeugte Neon-Kerne <sup>20</sup>Ne durch hochenergetische [[Gammastrahlung|Gammaquanten]] γ in [[Sauerstoff]] <sup>16</sup>O und [[Helium]] <sup>4</sup>He ([[Alphastrahlung|α-Teilchen]]) gespalten:

:<math>\mathrm{_{10}^{20}Ne} + \gamma  \rightarrow \mathrm{_{\ 8}^{16}O} + \mathrm{_2^{4}He-4{,}73 \ MeV}</math>

Die erste Reaktion ist zwar endotherm, das <sup>4</sup>He kann aber mit einem weiteren <sup>20</sup>Ne reagieren, um [[Magnesium]] <sup>24</sup>Mg zu erzeugen:

:<math>\mathrm{_{10}^{20}Ne} + \mathrm{_2^{4}He}  \rightarrow \mathrm{_{12}^{24}Mg} + \gamma + \mathrm{9{,}31 \ MeV}</math>

Effektiv kombinieren die beiden Reaktionen zu <math>\mathrm{2\ _{10}^{20}Ne}   \rightarrow \mathrm{_{12}^{24}Mg} +\mathrm{_{\ 8}^{16}O} + \mathrm{4{,}58 \ MeV}</math>.<ref>{{Literatur |Autor=O.R. Pols |Titel=Stellar Structure and Evolution |Hrsg=Astronomical Institute Utrecht |Band=chapter 5-6}}</ref>

In einem alternativen Reaktionsweg findet zunächst eine [[Neutronenanlagerung]] an das <sup>20</sup>Ne statt, das anschließend mit einem α-Teilchen reagiert und unter Aussendung eines [[Neutron]]s n ebenfalls <sup>24</sup>Mg bildet:

:<math>\mathrm{_{10}^{20}Ne + {_0^1n}} \rightarrow \mathrm{_{10}^{21}Ne} + \gamma</math>

:<math>\mathrm{_{10}^{21}Ne} + \mathrm{_2^{4}He}  \rightarrow \mathrm{_{12}^{24}Mg} + \mathrm{_0^1n}</math> <ref name="Clayton">Clayton, Donald: ''Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis'', (1983) {{bibcode|1983psen.book.....C}}</ref>

Das im zweiten Schritt erzeugte Neutron kann in einen erneuten Durchlauf der Reaktion eingehen.

<!-- Zeitskala? -->
<!-- Todo: Schalenbrennen -->Während des Neonbrennens reichert sich der Kern mit Sauerstoff und Magnesium an, welche am Ende 95 % der Zusammensetzung ausmachen, und Neon wird abgebaut. Nach wenigen Jahren (im Artikel [[Stern]] findet sich eine exemplarische Zeitskala für die Dauer der einzelnen Brennphasen) hat der Stern sein gesamtes Neon verbraucht, und der Kern kühlt sich erneut ab und wird durch die Gravitation komprimiert. Temperatur und Druck steigen erneut an, bis zum Einsetzen des [[Sauerstoffbrennen]]s.

== Siehe auch ==
* [[Schalenbrennen]]

== Einzelnachweise ==
<references />

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[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]
[[Kategorie:Neon]]