O que é a queima de carbono?
O processo de queima de carbono é uma reação nuclear que ocorre no núcleo de estrelas maciças sob condições de tremenda temperatura e pressão. A queima de carbono apenas inicia perto do fim da vida de uma estrela. Para que uma estrela aumente a pressão suficiente em seu núcleo para iniciar a queima de carbono, deve conter pelo menos quatro massas solares em seu nascimento. A queima de carbono começa apenas depois que grandes porções do hidrogênio e hélio da estrela foram queimadas.
O elemento mais abundante do universo é o hidrogênio. Assim, a maioria das estrelas começa sua vida, composta principalmente de hidrogênio. À medida que a fusão nuclear se acende no núcleo de uma estrela jovem, o hidrogênio começa a queimar lentamente, seus núcleos atômicos fundiram-se ao hélio através da cadeia P-P-nas estrelas a massa do sol ou menos-ou do ciclo CNO-em estrelas mais maciças. Esta é a reação nuclear que gera o calor e a luz do sol que vemos quando saímos todos os dias.
Dependendo do tamanho da estrela, ele queima seu combustível nuclear a uma taxa diferente. Estrelas mais massivas têm centros mais densos e quentes e queimam seu combustível mais rápido. Algumas das maiores estrelas esgotam a maior parte de seu combustível de hidrogênio dentro de apenas alguns milhões de anos, enquanto o sol está programado para continuar fundindo o hidrogênio por 4,5 bilhões de anos, e as estrelas mais leves fundem o hidrogênio por um trilhão de anos. À medida que o hélio "Ash" se acumula, ele acaba atingindo a densidade crítica para causar ignição por hélio. Os subprodutos da queima de hélio são carbono e oxigênio.
À medida que o carbono e o oxigênio se acumulam no núcleo da estrela ao longo de milhões de anos de queima de hélio, eventualmente uma grande porcentagem do hélio é esgotada, e o núcleo da estrela esfria, incapaz de gerar mais energia nuclear. Esse resfriamento faz com que o núcleo se contraia, aumentando ainda mais a densidade e a pressão. Em estrelas acima de cerca de quatro massas solares, tA temperatura e a densidade necessárias são alcançadas para a queima de carbono. Isso aquece o núcleo da estrela e se expande para se tornar um supergiante vermelho.
A queima de carbono é uma das principais razões pelas quais existem elementos mais pesados que o carbono no universo. A reação principal consiste em vários componentes. Em um, dois núcleos de carbono se fundem para formar um átomo de neon e um átomo de hélio. Eventualmente, eles se quebram em sódio e hidrogênio, depois magnésio e um nêutron livre. Devido a todos os processos nucleares em andamento simultaneamente no núcleo da estrela, são produzidas grandes quantidades de neon, oxigênio e magnésio. Todo o processo de queima de carbono leva apenas cerca de 1000 anos.
Se a estrela tiver entre quatro e oito massas solares de material, expulsará sua camada externa à medida que o carbono queima Peters, criando uma nebulosidade planetária e deixando para trás um núcleo anão branco. Se tiver mais de oito massas solares, acabará iniciando a queima de neon, a próxima etapa da evolução do maciçoArs.