¿Qué es la quema de carbono?
El proceso de combustión de carbono es una reacción nuclear que ocurre en el núcleo de estrellas masivas en condiciones de tremenda temperatura y presión. La quema de carbono solo se inicia cerca del final de la vida de una estrella. Para que una estrella eventualmente acumule suficiente presión en su núcleo para iniciar la quema de carbono, debe contener al menos cuatro masas solares en su nacimiento. La quema de carbono solo comienza después de que grandes porciones de hidrógeno y helio de la estrella se hayan quemado.
El elemento más abundante en el universo es el hidrógeno. Entonces, la mayoría de las estrellas comienzan su vida compuesta principalmente de hidrógeno. A medida que la fusión nuclear se enciende en el núcleo de una estrella joven, el hidrógeno comienza a quemarse lentamente, sus núcleos atómicos se fusionan en helio a través de la cadena pp, en estrellas de la masa del Sol o menos, o el ciclo CNO, en estrellas más masivas . Esta es la reacción nuclear que genera el calor y la luz del Sol que vemos cuando salimos todos los días.
Dependiendo del tamaño de la estrella, quema su combustible nuclear a una velocidad diferente. Las estrellas más masivas tienen centros más densos y más calientes y queman su combustible más rápido. Algunas de las estrellas más grandes agotan la mayor parte de su combustible de hidrógeno en solo unos pocos millones de millones de años, mientras que el Sol continuará fusionando hidrógeno durante 4.500 millones de años, y las estrellas más ligeras fusionarán hidrógeno durante un billón de años. A medida que la "ceniza" de helio se acumula, eventualmente alcanza la densidad crítica para causar la ignición del helio. Los subproductos de la quema de helio son carbono y oxígeno.
A medida que el carbono y el oxígeno se acumulan en el núcleo de la estrella durante millones de años de combustión de helio, con el tiempo se agota un gran porcentaje del helio y el núcleo de la estrella se enfría, incapaz de generar más energía nuclear. Este enfriamiento hace que el núcleo se contraiga, aumentando aún más la densidad y la presión. En estrellas por encima de aproximadamente cuatro masas solares, se alcanza la temperatura y densidad necesarias para la combustión de carbono. Esto calienta el núcleo de la estrella y se expande para convertirse en una supergigante roja.
La quema de carbono es una de las principales razones por las cuales existen elementos más pesados que el carbono en el universo. La reacción principal consta de varios componentes. En uno, dos núcleos de carbono se fusionan para formar un átomo de neón y un átomo de helio. Finalmente, estos se descomponen en sodio e hidrógeno, luego magnesio y un neutrón libre. Debido a todos los procesos nucleares que se llevan a cabo simultáneamente en el núcleo de la estrella, se producen grandes cantidades de neón, oxígeno y magnesio. Todo el proceso de combustión de carbono solo lleva unos 1000 años.
Si la estrella tiene entre cuatro y ocho masas solares de material, expulsará su capa externa a medida que el carbón se agota, creando una nebulosa planetaria y dejando un núcleo de enana blanca. Si tiene más de ocho masas solares, eventualmente iniciará la quema de neón, la siguiente etapa en la evolución de las estrellas masivas.