Kas ir neona dedzināšana?

Lielāko daļu zvaigznes dzīves ilguma tā lēnām sadedzinās ūdeņradi savā kodolā, sapludinot ūdeņraža kodolus hēlija kodolos, lēnām palielinot hēlija procentuālo daudzumu tās kodolā. Ja zvaigzne ir pietiekami masīva, tā sāks sakausēt hēliju trīskāršā alfa procesā, atstājot galveno secību un kļūstot par milzu zvaigzni. Ja zvaigznei ir vēl lielāka masa, tā sāks kausēt hēliju ogleklī, kas aizņem tikai aptuveni 1000 gadus.

Tas, kas notiek tālāk, atdala patiesi masīvās zvaigznes no mazākajām. Ja zvaigznei ir mazāk nekā aptuveni 8 Saules masas, tā lielāko daļu savas apvalka izstumj caur saules vēju un atstāj skābekļa/neona/magnija balto punduri. Ja tā ir vairāk, kodols kondensējas pēc izmēra, uzsilst un sāk degt neons. Neona degšanai nepieciešama temperatūra 1.2 × 109 K diapazonā un spiediens aptuveni 4 × 109 kg/m3. Tas ir aptuveni četri miljoni tonnu uz kvadrātmetru.

Virs neona degošā kodola čaulās, kas atrodas pakāpeniski lielākā attālumā no kodola, turpinās oglekļa degšana, hēlija degšana un ūdeņraža degšana. Neona dedzināšana pamatā balstās uz fotodezintegrāciju — procesu, kurā tiek radīti ārkārtējas enerģijas gamma stari, kas tik spēcīgi iedarbojas uz atomu kodoliem, ka tie izsit protonus un neitronus vai pat sadala kodolu uz pusēm. Mirstošās zvaigznes kodols, fotodezintegrācija, izsit alfa daļiņas (hēlija kodolus) no neona kodoliem, radot skābekli un alfa daļiņas kā blakusproduktus. Pēc tam enerģētiskās alfa daļiņas saplūst ar neona kodoliem, veidojot magniju.

Laika gaitā zvaigzne izmanto savu neonu, un kodols atkal kondensējas, un šajā brīdī sākas skābekļa degšana. Ja zvaigzne turpina sadedzināt arvien smagākus kodolus, tā galu galā sasniedz dzelzi, kuru nevar aizdedzināt ilgtspējīgā veidā, un notiek kodola sabrukums, kam seko supernova.