Неонско согорување — соединувачки реакции кои се одвиваа во развиените масивни ѕвезди with at least 8 Сончеви маси. За ова согорување е потребна голема температура и густина (околу 1,2×109 K или 100 keV и 4×109 кг/м3).
При такви високи температури фотојадрената реакција станува значаен ефект, па затоа некои неонски јадра се распаѓаат, впивајќи 4,73 MeV и ослободувајќи алфа-честички. Ова слободно хелиумско јадро потоа може да се соедини со неон за да создаде магнезиум, ослободувајќи 9,316 MeV.
{| border="0" |- style="height:2em;" | ||+ ||γ ||→ || ||+ || |- style="height:2em;" | ||+ || ||→ || ||+ ||γ
Или пак: {| border="0" |- style="height:2em;" | ||+ ||n ||→ || ||+ ||γ |- style="height:2em;" | ||+ || ||→ || ||+ ||n
при што неутронот потрошен во првиот чекор се пресоздава во вториот.
Споредната реакција предизвикува соединување на хелумот со магнезиум, создавајќи силициум:
+ → + γ
Собирањето на јадрото води до зголемена температура, што му овозможува на неонот непосредно да се соедини вака:
+ → +
Неонското согоруивање почнува откако јаглероднот согорување ќе го потроши целиот јаглерод во јадрото ќе изгради ново кислородно-неонско-натриумско-магнезиумско јадро. Јадрото престанува да создава соединувачка енергија и се собира. Ова собирање ја зголемува густината и температурата до степен кога може да почне неонското согорување. Зголемената температура околу јадрото овозможува согорување на јаглерод во обвивката, а вон него има обвивки што согоруваат хелиум и водород.
Додека неонот согорува, кислородот и магнезиумот се насобираат во средишното јадро. По неколку години ѕвездата го троши целиот неон и јадрото престанува со енергопроизводство и се собира. Гравитацискиот притисок повторно преовладува и го собира јадрото, зголемувајќи ја густината и температурата додека не започне кислородното согорување.
Наводи
Надворешни врски За неонското согорување, В. Д. Арнет, Astrophysical Journal
Категорија:Нуклеосинтеза