A fusão nuclear do oxigênio é uma reação de fusão nuclear que ocorre em estrelas massivas que tenham exaurido os elementos mais leves em seus núcleos. Ela ocorre a temperaturas da ordem de 1,5×109 K e densidades de 1010 kg/m3.
As principais reações envolvidas são:
|16O + 16O||→||28Si + 4He + 9.594 MeV |- | ||→||31P + 1H + 7.678 MeV |- | ||→||31S + n + 1.500 MeV |- | ||→||30Si + 21H + 0.381 MeV |- | ||→||30P + 2D - 2.409 MeV
Alternativamente
|16O + 16O||→||32S + γ |- | ||→||24Mg + 24He
Com o processo de fusão do neônio um núcleo interno de oxigênio e magnésio forma-se no centro da estrela. Quando a fusão de neônio se encerra, o núcleo contrai e sua temperatura aumenta até atingir o ponto de ignição da fusão do oxigênio. Em um período de aproximadamente seis meses a um ano a estrela consome seu oxigênio, acumulando um novo núcleo rico em silício. Este núcleo é inerte porque não é quente o suficiente. Uma vez que o oxigênio está exaurido, o núcleo esfria e se contrai. Esta contração o aquece até o ponto em que tem início o processo de fusão nuclear do silício.
Externamente à região em que ocorre essa reação, há uma camada de oxigênio em fusão, seguida por uma camada de neônio, uma camada de carbono, uma camada de hélio e a camada de hidrogênio.
Ver também Nucleossíntese estelar Processo triplo-alfa Ciclo CNO
Ligações externas K. Langanke - Nuclear Astrophysics 11: Advanced burning stages of massive stars - theory.gsi.de (incluindo combustão do neônio, do carbono e do silício) oxygen burning - www.site.uottawa.ca
Categoria:Evolução estelar Categoria:Fusão nuclear