炭素燃焼とは何ですか？

炭素燃焼プロセスは、途方もない温度と圧力の条件下で大質量星のコアで起こる核反応です。 炭素燃焼は、星の寿命の終わり近くでのみ開始されます。 星が最終的にコアに十分な圧力をかけて炭素燃焼を開始するためには、誕生時に少なくとも4つの太陽質量が含まれている必要があります。 炭素燃焼は、星の水素とヘリウムの大部分が燃焼した後にのみ始まります。

宇宙で最も豊富な元素は水素です。 そのため、ほとんどの星は、主に水素からなる寿命を開始します。 核融合が若い星の中心で発火すると、水素はゆっくりと燃え始め、その原子核はppチェーンを介してヘリウムに融合します—星では太陽の質量以下— CNOサイクル—より大きな星では。 これは、毎日外に出るときに見える太陽の熱と光を生成する核反応です。

星のサイズに応じて、異なる速度で核燃料を燃やします。 より大質量の星は、中心部がより高密度でより高温であり、燃料をより速く燃焼します。 最大の星のいくつかはわずか数百万年以内にほとんどの水素燃料を使い果たしますが、太陽は45億年間水素を融合し続け、最も軽い星は1兆年にわたって水素を融合します。 ヘリウムの「灰」が蓄積すると、最終的にはヘリウムの発火を引き起こす臨界密度に達します。 ヘリウム燃焼の副産物は炭素と酸素です。

数百万年にわたるヘリウム燃焼で星の中心部に炭素と酸素が蓄積すると、最終的にヘリウムの大部分が枯渇し、星の中心部が冷却され、より多くの原子力を生成できなくなります。 この冷却により、コアが収縮し、密度と圧力がさらに増加し​​ます。 約4太陽質量以上の星では、炭素燃焼に必要な温度と密度に達します。 これにより星の中心部が加熱され、膨張して赤い超巨星になります。

炭素燃焼は、宇宙に炭素よりも重い元素が存在する主な理由の1つです。 主な反応は、いくつかのコンポーネントで構成されています。 1つでは、2つの炭素核が融合してネオン原子とヘリウム原子を形成します。 最終的に、これらはナトリウムと水素に分解され、次にマグネシウムと遊離中性子に分解されます。 星の中心で同時に進行しているすべての核プロセスにより、大量のネオン、酸素、マグネシウムが生成されます。 炭素燃焼プロセス全体には約1000年しかかかりません。

星に4〜8個の太陽質量の物質がある場合、炭素の燃焼が進むにつれて外層が放出され、惑星状星雲が作成され、白いd星のコアが残ります。 8個以上の太陽質量がある場合、最終的にはネオン燃焼を開始します。これは、大質量星の進化の次の段階です。