Wat is koolstofverbranding?
Het koolstofverbrandingsproces is een kernreactie die plaatsvindt in de kern van massieve sterren onder omstandigheden van enorme temperatuur en druk. Koolstofverbranding begint pas tegen het einde van het leven van een ster. Wil een ster uiteindelijk voldoende druk in zijn kern opbouwen om koolstof te verbranden, dan moet hij bij zijn geboorte ten minste vier zonnemassa's bevatten. De koolstofverbranding begint pas nadat grote delen van de waterstof en helium van de ster zijn verbrand.
Het meest voorkomende element in het universum is waterstof. De meeste sterren beginnen hun leven dus grotendeels uit waterstof. Terwijl kernfusie ontsteekt in de kern van een jonge ster, begint de waterstof langzaam weg te branden, zijn atoomkernen versmolten tot helium door de pp-keten - in sterren de massa van de zon of minder - of de CNO-cyclus - in meer massieve sterren . Dit is de nucleaire reactie die de hitte en het licht van de zon opwekt die we zien als we elke dag naar buiten stappen.
Afhankelijk van de grootte van de ster, verbrandt het zijn nucleaire brandstof met een andere snelheid. Meer massieve sterren hebben dichtere en hetere centra en verbranden hun brandstof sneller. Sommige van de grootste sterren verbruiken het grootste deel van hun waterstofbrandstof binnen slechts een paar miljoen miljoen jaar, terwijl de zon volgens plan 4,5 miljard jaar lang waterstof blijft smelten, en de lichtste sterren zullen waterstof trillen voor een triljoen jaar. Terwijl de helium "as" zich ophoopt, bereikt het uiteindelijk de kritische dichtheid om heliumontsteking te veroorzaken. De bijproducten van de verbranding van helium zijn koolstof en zuurstof.
Naarmate koolstof en zuurstof zich ophopen in de kern van de ster gedurende miljoenen jaren van heliumverbranding, is uiteindelijk een groot percentage van het helium uitgeput en koelt de kern van de ster af, niet in staat om meer kernenergie te genereren. Deze afkoeling zorgt ervoor dat de kern samentrekt, waardoor de dichtheid en druk verder toenemen. In sterren boven ongeveer vier zonnemassa's wordt de noodzakelijke temperatuur en dichtheid bereikt voor koolstofverbranding. Dit verwarmt de kern van de ster en breidt zich uit tot een rode superreus.
Koolstofverbranding is een van de belangrijkste redenen waarom er elementen bestaan die zwaarder zijn dan koolstof in het universum. De hoofdreactie bestaat uit verschillende componenten. In één fuseren twee koolstofkernen om een neonatoom en een heliumatoom te vormen. Uiteindelijk vallen deze uiteen in natrium en waterstof, vervolgens magnesium en een vrij neutron. Vanwege alle nucleaire processen die tegelijkertijd in de kern van de ster plaatsvinden, worden grote hoeveelheden neon, zuurstof en magnesium geproduceerd. Het hele koolstofverbrandingsproces duurt slechts ongeveer 1000 jaar.
Als de ster tussen de vier en acht zonnemassa's heeft, zal hij zijn buitenste laag verdrijven terwijl de koolstof verbrandt, waardoor een planetaire nevel ontstaat en een witte dwergkern achterblijft. Als het meer dan acht zonnemassa's heeft, zal het uiteindelijk neonverbranding initiëren, de volgende fase in de evolutie van massieve sterren.