Che cos'è la combustione del carbonio?
Il processo di combustione del carbonio è una reazione nucleare che avviene nel cuore di stelle massicce in condizioni di temperatura e pressione tremende. La combustione del carbonio inizia solo verso la fine della vita di una stella. Affinché una stella alla fine accumuli una pressione sufficiente nel suo nucleo per avviare la combustione del carbonio, deve contenere almeno quattro masse solari alla sua nascita. La combustione del carbonio inizia solo dopo che gran parte dell'idrogeno e dell'elio della stella sono stati bruciati.
L'elemento più abbondante nell'universo è l'idrogeno. Quindi, la maggior parte delle stelle inizia la propria vita costituita principalmente da idrogeno. Mentre la fusione nucleare si accende nel nucleo di una giovane stella, l'idrogeno inizia lentamente a bruciare, i suoi nuclei atomici si fondono nell'elio attraverso la catena pp - in stelle la massa del Sole o meno - o il ciclo CNO - in stelle più massicce . Questa è la reazione nucleare che genera il calore e la luce del Sole che vediamo quando usciamo ogni giorno.
A seconda delle dimensioni della stella, brucia il suo combustibile nucleare a una velocità diversa. Le stelle più massicce hanno centri più densi e più caldi e bruciano il loro combustibile più velocemente. Alcune delle più grandi stelle esauriscono la maggior parte del loro combustibile a idrogeno entro pochi milioni di milioni di anni, mentre si prevede che il Sole continuerà a fondere idrogeno per 4,5 miliardi di anni e le stelle più leggere fonderanno l'idrogeno per trilioni di anni. Quando la "cenere" di elio si accumula, alla fine raggiunge la densità critica per causare l'accensione dell'elio. I sottoprodotti della combustione dell'elio sono carbonio e ossigeno.
Mentre il carbonio e l'ossigeno si accumulano nel nucleo della stella nel corso di milioni di anni di combustione dell'elio, alla fine una grande percentuale di elio si esaurisce e il nucleo della stella si raffredda, incapace di generare più energia nucleare. Questo raffreddamento provoca la contrazione del nucleo, aumentando ulteriormente la densità e la pressione. Nelle stelle sopra circa quattro masse solari, la temperatura e la densità necessarie vengono raggiunte per la combustione del carbonio. Questo riscalda il nucleo della stella e si espande per diventare un supergigante rosso.
La combustione del carbonio è uno dei motivi principali per cui esistono elementi più pesanti del carbonio nell'universo. La reazione principale è costituita da diversi componenti. In uno, due nuclei di carbonio si fondono per formare un atomo al neon e un atomo di elio. Alla fine, questi si scompongono in sodio e idrogeno, quindi magnesio e neutrone libero. A causa di tutti i processi nucleari in corso contemporaneamente nel nucleo della stella, vengono prodotte grandi quantità di neon, ossigeno e magnesio. L'intero processo di combustione del carbonio richiede solo circa 1000 anni.
Se la stella ha tra le quattro e le otto masse solari di materiale, espellerà il suo strato esterno man mano che il carbone brucia, creando una nebulosa planetaria e lasciando dietro di sé un nucleo di nana bianca. Se ha più di otto masse solari, alla fine avvierà la combustione al neon, il prossimo stadio dell'evoluzione di stelle massicce.