Qu'est-ce que le carbone brûle?
Le processus de combustion du carbone est une réaction nucléaire qui se produit dans le cœur des étoiles massives dans des conditions de température et de pression énormes. Le brûlage du carbone ne déclenche que vers la fin de la vie d'une étoile. Pour qu'une étoile finisse par acquérir suffisamment de pression dans son noyau pour initier la combustion du carbone, il doit contenir au moins quatre masses solaires à sa naissance. La combustion du carbone ne commence que après que de grandes parties de l'hydrogène et de l'hélium de l'étoile ont été brûlées.
L'élément le plus abondant de l'univers est l'hydrogène. Ainsi, la plupart des étoiles commencent leur durée de vie composée principalement d'hydrogène. Alors que la fusion nucléaire s'enflamme au cœur d'une jeune étoile, l'hydrogène commence lentement à brûler, ses noyaux atomiques fusionnés dans l'hélium à travers la chaîne P-P - dans les étoiles la masse du soleil ou moins - ou le cycle CNO - dans des étoiles plus massives. C'est la réaction nucléaire qui génère la chaleur et la lumière du soleil que nous voyons lorsque nous sortons tous les jours.
Selon la taille de l'étoile, il brûle son combustible nucléaire à un rythme différent. Des étoiles plus massives ont des centres plus denses et plus chauds et brûlent leur carburant plus rapidement. Certaines des plus grandes étoiles épuisent la plupart de leur carburant d'hydrogène en seulement quelques millions d'années, tandis que le soleil devrait continuer à fusionner l'hydrogène pendant 4,5 milliards d'années, et les étoiles les plus légères fusionneront l'hydrogène pendant un billion d'années. Au fur et à mesure que le «cendre» de l'hélium s'accumule, il atteint finalement la densité critique pour provoquer l'allumage de l'hélium. Les sous-produits de la combustion de l'hélium sont le carbone et l'oxygène.
Alors que le carbone et l'oxygène s'accumulent au cœur de l'étoile sur des millions d'années de combustion d'hélium, finalement un grand pourcentage de l'hélium est épuisé et le noyau de l'étoile se refroidit, incapable de générer plus d'énergie nucléaire. Ce refroidissement provoque le contrat du noyau, augmentant encore la densité et la pression. Dans les étoiles au-dessus d'environ quatre masses solaires, tLa température et la densité nécessaires sont atteintes pour la combustion du carbone. Cela réchauffe le noyau de l'étoile et il se développe pour devenir un supergiant rouge.
La combustion du carbone est l'une des principales raisons pour lesquelles il existe des éléments plus lourds que le carbone dans l'univers. La réaction principale se compose de plusieurs composants. Dans un, deux noyaux de carbone fusionnent pour former un atome néon et un atome d'hélium. Finalement, ceux-ci se décomposent en sodium et en hydrogène, puis en magnésium et un neutron libre. En raison de tous les processus nucléaires en cours simultanément dans le cœur de l'étoile, de grandes quantités de néon, d'oxygène et de magnésium sont produites. L'ensemble du processus de combustion du carbone ne prend qu'environ 1000 ans.
Si l'étoile a entre quatre et huit masses solaires de matériaux, elle expulsera sa couche extérieure alors que le carbone brûle, créant une nébuleuse planétaire et laissant un nain nain blanc. S'il a plus de huit masses solaires, il finira par initier des brûlures au néon, la prochaine étape de l'évolution de Massive StArs.