Qu'est-ce que la combustion du carbone?
Le processus de combustion du carbone est une réaction nucléaire qui se produit au cœur d'étoiles massives dans des conditions de température et de pression extrêmes. La combustion du carbone ne commence que vers la fin de la vie d'une étoile. Pour qu'une étoile puisse finalement créer suffisamment de pression sur son noyau pour déclencher la combustion du carbone, elle doit contenir au moins quatre masses solaires à sa naissance. La combustion du carbone ne commence que lorsque de grandes parties de l'hydrogène et de l'hélium de l'étoile ont été brûlées.
L'élément le plus abondant dans l'univers est l'hydrogène. La plupart des stars commencent donc leur vie avec de l’hydrogène. Alors que la fusion nucléaire s'enflamme au cœur d'une jeune étoile, l'hydrogène commence lentement à brûler, ses noyaux atomiques fusionnant en hélium via la chaîne pp - dans les étoiles, la masse du Soleil ou moins - ou le cycle du 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.
En fonction de la taille de l'étoile, son combustible nucléaire est brûlé à un rythme différent. Les étoiles plus massives ont des centres plus denses et plus chauds et brûlent leur carburant plus rapidement. Certaines des plus grandes étoiles épuisent la majeure partie de leur combustible en hydrogène en quelques millions de millions d’années, tandis que le Soleil doit continuer à faire fondre l’hydrogène pendant 4,5 milliards d’années, tandis que les étoiles les plus claires fondront l’hydrogène pendant des milliards d’années. Au fur et à mesure que la "cendre" d'hélium s'accumule, elle atteint finalement la densité critique pour provoquer l'inflammation de l'hélium. Les sous-produits de l'hélium en combustion sont le carbone et l'oxygène.
À mesure que le carbone et l'oxygène s'accumulent au cœur de l'étoile après des millions d'années de combustion à l'hélium, un pourcentage important de l'hélium est épuisé et le cœur de l'étoile se refroidit, incapable de générer davantage d'énergie nucléaire. Ce refroidissement provoque la contraction du noyau, augmentant encore la densité et la pression. Dans les étoiles de plus de quatre masses solaires, la température et la densité nécessaires sont atteintes pour la combustion du carbone. Cela réchauffe le noyau de l'étoile et se développe pour devenir un super-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 comprend plusieurs composants. Dans l'un, deux noyaux de carbone fusionnent pour former un atome de néon et un atome d'hélium. Ceux-ci finissent par se décomposer en sodium et hydrogène, puis en magnésium et en un neutron libre. En raison de tous les processus nucléaires se déroulant simultanément dans le noyau 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 possède entre quatre et huit masses solaires de matériau, elle expulsera sa couche externe à mesure que le carbone brûle, créant ainsi une nébuleuse planétaire et laissant derrière elle un noyau de nain blanc. S'il a plus de huit masses solaires, il va éventuellement initier la combustion du néon, prochaine étape de l'évolution des étoiles massives.