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	<title>Kolförbränning - Versionshistorik</title>
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		<title>Dan Olsson den 3 mars 2013 kl. 11.47</title>
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		<updated>2013-03-03T11:47:03Z</updated>

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		<author><name>Dan Olsson</name></author>
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		<title>Dan Olsson: 1 version</title>
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		<updated>2013-03-01T16:14:19Z</updated>

		<summary type="html">&lt;p&gt;1 version&lt;/p&gt;
&lt;p&gt;&lt;b&gt;Ny sida&lt;/b&gt;&lt;/p&gt;&lt;div&gt;&amp;#039;&amp;#039;&amp;#039;Kolförbränning&amp;#039;&amp;#039;&amp;#039; är en fusionsprocess där 2 [[kol]]atomer slås samman och bildar tyngre ämnen såsom [[neon]] och [[natrium]] och mindre mängder [[magnesium]] och [[syre]]. Fusionsprocessen förekommer endast i stjärnor &amp;gt; 4,5 [[solmassa|&amp;#039;&amp;#039;M&amp;#039;&amp;#039;&amp;lt;sub&amp;gt;☉&amp;lt;/sub&amp;gt;]] och är den fusionsprocess som får stjärnan att gå från att vara en [[röd jätte]] med [[Trippel-alfa-processen|heliumförbränning]] till att bli en [[röd superjätte]]. För att kolförbränningen ska starta i en stjärna så krävs temperaturer på minst 810 miljoner K i dess kärna.&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
==Kärnreaktioner==&lt;br /&gt;
Två kolatomer fusionerar till en neonatom samt en heliumatom.&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
[[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] + [[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] → [[Neon-20|&amp;lt;sup&amp;gt;20&amp;lt;/sup&amp;gt;Ne]] + [[Helium-4|&amp;lt;sup&amp;gt;4&amp;lt;/sup&amp;gt;He]] + 4,62 [[Elektronvolt|MeV]]&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
Två kolatomer fusionerar till en natriumatom samt en väteatom.&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
[[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] + [[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] → [[Natrium-23|&amp;lt;sup&amp;gt;23&amp;lt;/sup&amp;gt;Na]] + [[Väte-1|&amp;lt;sup&amp;gt;1&amp;lt;/sup&amp;gt;H]] + 2,24 [[Elektronvolt|MeV]]&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
Två kolatomer fusionerar till en magnesiumatom. Vid sammansmältningen avges en stor mängd energi.&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
[[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] + [[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] → [[Magnesium-24|&amp;lt;sup&amp;gt;24&amp;lt;/sup&amp;gt;Mg]] + [[Gammafoton|γ]] + 13,93 [[Elektronvolt|MeV]]&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
Två kolatomer fusionerar till en magnesium-23 samt fri neutron. För att fusionen ska kunna äga rum så måste energi tillföras. Fusionsprocessens värmebehov gör att den förekommer i mindre utsträckning.&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
[[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] + [[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] + [[Gammafoton|γ]] + 2,61 [[Elektronvolt|MeV]] → [[Magnesium-23|&amp;lt;sup&amp;gt;23&amp;lt;/sup&amp;gt;Mg]] + [[neutron|n]]&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
Två kolatomer fusionerar till en syreatom samt två heliumatomer. För att fusionen ska kunna äga rum så måste energi tillföras. Fusionsprocessens värmebehov gör att den förekommer i mindre utsträckning.&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
[[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] + [[Kol-12|&amp;lt;sup&amp;gt;12&amp;lt;/sup&amp;gt;C]] + [[Gammafoton|γ]] + 2,61 [[Elektronvolt|MeV]] → [[Syre-16|&amp;lt;sup&amp;gt;16&amp;lt;/sup&amp;gt;O]] + [[Helium-4|&amp;lt;sup&amp;gt;4&amp;lt;/sup&amp;gt;He]] + [[Helium-4|&amp;lt;sup&amp;gt;4&amp;lt;/sup&amp;gt;He]]&amp;lt;br&amp;gt;&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
En intressant aspekt med kolförbränningen är att den största delen av energin inte avges som fotoner som i tidigare fusionsprocesser, utan som neutriner. Det gör att stjärnans förbränningshastighet ökar markant eftersom strålningstrycket, som förhindrar stjärnans kollaps, inte ökar i samma takt som förbränningen. Stjärnans kolkärna förbränns snabbt och redan efter 2&amp;amp;nbsp;000 år är temperaturen i kärnan hög nog för att [[neonförbränning]] ska starta om stjärnan är tung nog.&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
== Se även ==&lt;br /&gt;
*[[CNO-cykeln]]&lt;br /&gt;
*[[Proton-protonkedjan]]&lt;br /&gt;
*[[Trippel-alfa-processen]]&lt;br /&gt;
*[[Röd superjätte]]&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
==Referenser och noter==&lt;br /&gt;
*[http://aas.aanda.org/index.php?option=article&amp;amp;access=standard&amp;amp;Itemid=129&amp;amp;url=/articles/aas/pdf/2000/03/h1614.pdf Astronomy and Astrophysics Supplement - Evolutionary tracks and isochrones for low- and intermediate-mass stars: From 0.15 to 7 M&amp;lt;sub&amp;gt;☉&amp;lt;/sub&amp;gt;, and from Z=0.0004 to 0.0, år 2000, volym 141, sida 371–383 av Girardi, L.; Bressan, A.; Bertelli, G.; Chiosi, C.]&lt;br /&gt;
*[http://arxiv.org/ftp/astro-ph/papers/0601/0601261.pdf The physics of core-collapse supernovae av Stan Woosley och Thomas Janka]&lt;br /&gt;
&amp;lt;references/&amp;gt;&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
==Externa länkar==&lt;br /&gt;
[http://www.kosmologika.net/Stars/Elementsyntesen.html Kosmologiska - Stjärnorna - Elementsyntes]&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
{{Kärnprocesser}}&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
[[Kategori:Kärnfysik]]&lt;br /&gt;
[[Kategori:Astrofysik]]&lt;br /&gt;
[[Kategori:Kol]]&lt;br /&gt;
&lt;br /&gt;
[[ca:Combustió del carboni]]&lt;br /&gt;
[[de:Kohlenstoffbrennen]]&lt;br /&gt;
[[en:Carbon-burning process]]&lt;br /&gt;
[[es:Proceso de combustión del carbono]]&lt;br /&gt;
[[fr:Fusion du carbone (réaction nucléaire)]]&lt;br /&gt;
[[ko:탄소 연소 과정]]&lt;br /&gt;
[[it:Processo di fusione del carbonio]]&lt;br /&gt;
[[lt:Anglies degimo procesas]]&lt;br /&gt;
[[ja:炭素燃焼過程]]&lt;br /&gt;
[[pt:Processo de combustão do carbono]]&lt;br /&gt;
[[ru:Ядерное горение углерода]]&lt;br /&gt;
[[fi:Hiilen fuusio]]&lt;br /&gt;
[[th:กระบวนการเผาไหม้คาร์บอน]]&lt;br /&gt;
[[zh:碳燃燒過程]]&lt;/div&gt;</summary>
		<author><name>Dan Olsson</name></author>
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