Hva er karbonforbrenning?

Karbonforbrenningsprosessen er en kjernefysisk reaksjon som skjer i kjernen av massive stjerner under forhold med enorm temperatur og trykk. Karbonforbrenning starter bare nær slutten av en stjerners liv. For at en stjerne til slutt skal bygge opp nok trykk i kjernen til å starte karbonforbrenning, må den inneholde minst fire solmasser ved fødselen. Karbonforbrenningen begynner først etter at store deler av stjernens hydrogen og helium har blitt brent.

Det mest tallrike elementet i universet er hydrogen. Så de fleste stjerner begynner levetiden som består hovedsakelig av hydrogen. Når kjernefusjon smeltes inn i kjernen til en ung stjerne, begynner hydrogenet sakte å brenne bort, atomkjernene smeltet sammen til helium gjennom pp-kjeden - i stjerner solens masse eller mindre - eller CNO-syklusen - i mer massive stjerner . Dette er den kjernefysiske reaksjonen som genererer solens varme og lys som vi ser når vi går utenfor hver dag.

Avhengig av størrelsen på stjernen, brenner den dets kjernebrensel i en annen hastighet. Mer massive stjerner har tettere og varmere sentre og forbrenner drivstoffet raskere. Noen av de største stjernene tømmer det meste av hydrogendrivstoffet sitt i løpet av bare noen få millioner millioner år, mens solen planlegger å fortsette å smelte hydrogen i 4,5 milliarder år, og de letteste stjernene vil smelte sammen hydrogen i en billion år. Når helium "aske" bygger seg, når den til slutt den kritiske tettheten for å forårsake heliumantennelse. Biproduktene fra heliumforbrenningen er karbon og oksygen.

Når karbon og oksygen bygger seg opp i stjernens kjerne over millioner av år med heliumforbrenning, blir til slutt en stor prosentandel av heliumet utarmet, og stjernens kjerne avkjøles, og er ikke i stand til å generere mer atomkraft. Denne avkjøling får kjernen til å trekke seg sammen, og øker tettheten og trykket ytterligere. I stjerner over omtrent fire solmasser oppnås den nødvendige temperaturen og tettheten for karbonforbrenning. Dette varmer opp kjernen til stjernen, og den utvides til å bli en rød supergiant.

Karbonforbrenning er en av hovedårsakene til at det finnes elementer som er tyngre enn karbon i universet. Hovedreaksjonen består av flere komponenter. I den ene smelter to karbonkjerner seg til å danne et neonatom og et heliumatom. Etter hvert brytes disse ned i natrium og hydrogen, deretter magnesium og et fritt nøytron. På grunn av alle kjernefysiske prosesser som pågår samtidig i stjernens kjerne, produseres store mengder neon, oksygen og magnesium. Hele karbonforbrenningsprosessen tar bare rundt 1000 år.

Hvis stjernen har mellom fire og åtte solmasser av materiale, vil den utvise det ytre laget når karbonet brenner ut og skaper en planetarisk tåke og etterlater seg en hvit dvergkjerne. Hvis den har mer enn åtte solmasser, vil den til slutt sette i gang neonforbrenning, det neste stadiet i utviklingen av massive stjerner.