กระบวนการเผาไหม้นีออน (อังกฤษ: Neon-burning process) เป็นชุดของปฏิกิริยานิวเคลียร์ฟิวชั่นซึ่งเกิดขึ้นในดาวฤกษ์มวลมาก (อย่างน้อย 8 เท่าของมวลดวงอาทิตย์) การเผาไหม้นีออนต้องใช้อุณหภูมิและความดันที่สูงมาก (ประมาณ 1.2 x 109 K หรือ 100 KeV และ 4 x 109 kg/m3)
ที่อุณหภูมิสูงขนาดนั้น photodisintegration จึงส่งผลกระทบอย่างสำคัญ ทำให้นิวเคลียสอะตอมของนีออนบางตัวแตกตัวออกและปลดปล่อยอนุภาคอัลฟาออกมา
20
10Ne | + | γ | → | 16
8O | + | 4
2He |
20
10Ne | + | 4
2He | → | 24
12Mg | + | γ |
Alternatively:
20
10Ne | + | n | → | 21
10Ne | + | γ |
21
10Ne | + | 4
2He | → | 24
12Mg | + | n |
ซึ่งนิวตรอนที่ถูกใช้ในในช่วงแรกจะถูกสร้างขึ้นมาใหม่ในขั้นที่สอง
การเผาไหม้นีออนเกิดขึ้นหลังจากที่กระบวนการเผาไหม้คาร์บอนได้เผาผลาญคาร์บอนทั้งหมดในแกนกลางไปแล้ว และสร้างแกนกลางที่ประกอบด้วยออกซิเจน/นีออน/แมกนีเซียมขึ้นมา แกนกลางจะหยุดการสร้างพลังงานฟิวชั่นและหดตัวลง การหดตัวทำให้ความหนาแน่นและอุณหภูมิสูงขึ้นจนถึงจุดที่ทำให้เริ่มเกิดการเผาไหม้นีออนได้
ระหว่างกระบวนการเผาไหม้นีออน จะมีการสะสมออกซิเจนและแมกนีเซียมที่แกนกลางขณะที่นีออนถูกใช้ไป หลังจากผ่านไปไม่กี่ปี ดาวฤกษ์จะใช้นีออนในตัวจนหมดและแกนกลางจะหยุดการสร้างพลังงานฟิวชั่นและหดตัวลงอีก คราวนี้ความดันจากแรงโน้มถ่วงจะเข้ามามีบทบาทและบีบอัดแกนกลาง ทำให้ความหนาแน่นและอุณหภูมิเพิ่มสูงขึ้นจนสามารถเริ่มเกิดกระบวนการเผาไหม้ออกซิเจนได้
ดูเพิ่มอ้างอิง - Clayton, Donald. Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, (1983)
กระบวนการเผาไหม, ออน, งกฤษ, neon, burning, process, เป, นช, ดของปฏ, ยาน, วเคล, ยร, วช, นซ, งเก, ดข, นในดาวฤกษ, มวลมาก, อย, างน, อย, เท, าของมวลดวงอาท, ตย, การเผาไหม, ออนต, องใช, ณหภ, และความด, นท, งมาก, ประมาณ, หร, และ, ณหภ, งขนาดน, photodisintegration, งส, งผ. krabwnkarephaihmnixxn xngkvs Neon burning process epnchudkhxngptikiriyaniwekhliyrfiwchnsungekidkhunindawvksmwlmak xyangnxy 8 ethakhxngmwldwngxathity karephaihmnixxntxngichxunhphumiaelakhwamdnthisungmak praman 1 2 x 109 K hrux 100 KeV aela 4 x 109 kg m3 thixunhphumisungkhnadnn photodisintegration cungsngphlkrathbxyangsakhy thaihniwekhliysxatxmkhxngnixxnbangtwaetktwxxkaelapldplxyxnuphakhxlfaxxkma 1 2010 Ne g 168 O 42 He2010 Ne 42 He 2412 Mg gAlternatively 2010 Ne n 2110 Ne g2110 Ne 42 He 2412 Mg nsungniwtrxnthithukichininchwngaerkcathuksrangkhunmaihminkhnthisxngkarephaihmnixxnekidkhunhlngcakthikrabwnkarephaihmkharbxnidephaphlaykharbxnthnghmdinaeknklangipaelw aelasrangaeknklangthiprakxbdwyxxksiecn nixxn aemkniesiymkhunma aeknklangcahyudkarsrangphlngnganfiwchnaelahdtwlng karhdtwthaihkhwamhnaaennaelaxunhphumisungkhuncnthungcudthithaiherimekidkarephaihmnixxnidrahwangkrabwnkarephaihmnixxn camikarsasmxxksiecnaelaaemkniesiymthiaeknklangkhnathinixxnthukichip hlngcakphanipimkipi dawvkscaichnixxnintwcnhmdaelaaeknklangcahyudkarsrangphlngnganfiwchnaelahdtwlngxik khrawnikhwamdncakaerngonmthwngcaekhamamibthbathaelabibxdaeknklang thaihkhwamhnaaennaelaxunhphumiephimsungkhuncnsamartherimekidkrabwnkarephaihmxxksiecnidduephim aekikhkrabwnkarephaihmkharbxn krabwnkarephaihmxxksiecnxangxing aekikh Clayton Donald Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis 1983 ekhathungcak https th wikipedia org w index php title krabwnkarephaihmnixxn amp oldid 4698119, wikipedia, วิกิ หนังสือ, หนังสือ, ห้องสมุด,
บทความ
, อ่าน, ดาวน์โหลด, ฟรี, ดาวน์โหลดฟรี, mp3, วิดีโอ, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, รูปภาพ, เพลง, เพลง, หนัง, หนังสือ, เกม, เกม