Processo di fusione dell'ossigeno
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Il processo di fusione dell'ossigeno è una reazione di fusione nucleare che avviene in una stella massiccia quando questa ha esaurito gli elementi più leggeri nel proprio nucleo. La fusione avviene alla temperatura di 1.5×109K e densità di 1010kg/m³.
Tutte le reazioni seguenti possono avvenire, anche se la più probabile è quella che produce il Silicio.
| 16O + 16O | → | 32S + γ | |
| 16O + 16O | → | 31S + n | |
| 16O + 16O | → | 31P + 1H | |
| 16O + 16O | → | 28Si + 4He | |
| 16O + 16O | → | 24Mg + 24He |
Con il processo di fusione del neon, nel centro della stella si crea un nucleo inerte di O-Mg. Quando questo processo termina per l'esaurimento del neon, il nucleo si contrae e si riscalda fino al punto di accensione della fusione dell'ossigeno. Nel giro di circa sei-dodici mesi, la stella consuma il suo ossigeno, accumulando silicio nel nucleo. Poiché la temperatura non è sufficientemente alta, questo nucleo è inerte.
In questa fase, la stella è composta da una serie di strati concentrici, in ognuno dei quali fonde un elemento specifico. Questi sono (dall'interno verso l'esterno): ossigeno, neon, carbonio, elio e idrogeno.
Quando l'ossigeno si è esaurito, il nucleo si raffredda, innescando una contrazione che riscalda e comprime il nucleo fino al punto di accensione del processo di fusione del silicio.
