Syreförbränning – Wikipedia

Syreförbränning är fusionsprocesser i en massiv stjärna där syre fusionerar till kisel och svavel, samt mindre mängder fosfor och magnesium, som ackumuleras i stjärnans mitt. Syreförbränning äger rum i stjärnor > 8 - 11 M_☉ när de svällt upp till röda superjättar och startar när temperaturen når 1,9 miljarder K. En stor del av energin som frigörs vid syrefusionen frigörs i form av neutriner. Neutrinoutstrålningen frigör hela 160 000 gånger mer energi än värmeutstrålningen. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans syrekärna förbränns snabbt och redan efter ca 3 år är temperaturen i kärnan tillräckligt hög för att kiselförbränning ska starta om stjärnan är tung nog.

¹⁶O + ⁴He → ²⁰Ne + γ + 4,73 MeV

Syreförbränning kan ske som alfaprocess och är en fortsättning på trippel-alfa-processen.

¹⁶O + ¹⁶O → ³²S + γ + 16,54 MeV

¹⁶O + ¹⁶O → ³¹S + n + 1,46 MeV

¹⁶O + ¹⁶O → ³¹P + ¹H + 7,68 MeV

¹⁶O + ¹⁶O → ²⁸Si + ⁴He + 9,59 MeV

¹⁶O + ¹⁶O → ³⁰Si + ¹H + ¹H + 0,38 MeV

¹⁶O + ¹⁶O + γ + 0,39 MeV → ²⁴Si + ⁴He + ⁴He

¹⁶O + ¹⁶O + γ + 2,41 MeV → ³⁰P + ²H

¹⁶O + ¹⁶O → ²⁴Mg + ⁴He + ⁴He

• CNO-cykeln
• Proton-protonkedjan
• Trippel-alfa-processen
• Kolförbränning
• Neonförbränning
• Röd superjätte

• The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka

• Kosmologiska - Stjärnorna - Elementsyntes
• Nucleosynthesis and Evolution of Massive Metal-free Stars - Alexander Heger, S. E. Woosley