Hvad er kulstofforbrænding?
Carbonforbrændingsprocessen er en nuklear reaktion, der sker i kernen i massive stjerner under forhold med enorm temperatur og tryk. Kulstofforbrænding starter kun i slutningen af en stjerners liv. For at en stjerne til sidst skal opbygge nok tryk i sin kerne til at indlede kulstofforbrænding, skal den indeholde mindst fire solmasser ved dens fødsel. Kulstofforbrændingen begynder først, efter at store dele af stjernens brint og helium er blevet brændt.
Det mest rigelige element i universet er brint. Så de fleste stjerner begynder deres levetid, der hovedsagelig består af brint. Når atomfusion antændes i kernen af en ung stjerne, begynder brændstoffet langsomt at brænde væk, dets atomkerner smeltes sammen i helium gennem pp-kæden - i stjerner solens masse eller mindre - eller CNO-cyklus - i mere massive stjerner . Dette er den nukleare reaktion, der genererer solens varme og lys, som vi ser, når vi træder ud hver dag.
Afhængig af stjernens størrelse forbrænder den sit nukleare brændstof i en anden hastighed. Mere massive stjerner har tættere og varmere centre og brænder deres brændstof hurtigere. Nogle af de største stjerner udtømmer det meste af deres brintbrændstof i løbet af kun få millioner millioner år, mens Solen planlægges at fortsætte med at smelte brint i 4,5 milliarder år, og de lyseste stjerner vil smelte brint i en billion billion år. Når helium "aske" opbygges, når den til sidst den kritiske densitet for at forårsage heliumantændelse. Biprodukter fra heliumforbrændingen er kulstof og ilt.
Når kulstof og ilt bygger sig op i stjernens kerne over millioner af års heliumforbrænding, bliver en stor procentdel af heliumet til sidst udtømt, og stjernens kerne afkøles og ikke er i stand til at generere mere atomkraft. Denne afkøling får kernen til at trække sig sammen, hvilket yderligere øger densiteten og trykket. I stjerner over omkring fire solmasser nås den nødvendige temperatur og densitet for kulstofforbrænding. Dette opvarmer stjernens kerne, og den udvides til at blive en rød supergiant.
Kulstofforbrænding er en af hovedårsagerne til, at der findes elementer, der er tungere end kulstof i universet. Hovedreaktionen består af flere komponenter. I den ene smelter to kulstofkerner sammen til dannelse af et neonatom og et heliumatom. Til sidst brydes disse ned i natrium og brint, derefter magnesium og en fri neutron. På grund af alle nukleare processer, der pågår samtidig i stjernens kerne, produceres store mængder neon, ilt og magnesium. Hele kulstofforbrændingsprocessen tager kun ca. 1000 år.
Hvis stjernen har mellem fire og otte solmasser af materiale, vil den udvise sit ydre lag, når kulstofforbrændingen peter ud, skabe en planetariske tåge og efterlade en hvid dværgkerne. Hvis den har mere end otte solmasser, vil den til sidst starte med neonforbrænding, det næste trin i udviklingen af massive stjerner.