O que é queima de carbono?
O processo de queima de carbono é uma reação nuclear que ocorre no núcleo de estrelas massivas sob condições de tremenda temperatura e pressão. A queima de carbono é iniciada apenas no final da vida de uma estrela. Para que uma estrela acabe acumulando pressão suficiente em seu núcleo para iniciar a queima de carbono, ela deve conter pelo menos quatro massas solares ao nascer. A queima de carbono só começa após grandes porções do hidrogênio e hélio da estrela terem sido queimados.
O elemento mais abundante no universo é o hidrogênio. Assim, a maioria das estrelas começa suas vidas compostas principalmente de hidrogênio. À medida que a fusão nuclear se inflama no núcleo de uma estrela jovem, o hidrogênio lentamente começa a queimar, seus núcleos atômicos se fundem em hélio através da cadeia pp - em estrelas a massa do Sol ou menos - ou o ciclo CNO - em estrelas mais massivas . Essa 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, ela queima seu combustível nuclear a uma taxa diferente. Estrelas mais massivas têm centros mais densos e mais quentes e queimam seu combustível mais rapidamente. Algumas das maiores estrelas esgotam a maior parte de seu combustível de hidrogênio em apenas alguns milhões de anos, enquanto o Sol está programado para continuar a fundir hidrogênio por 4,5 bilhões de anos, e as estrelas mais leves fundirão hidrogênio por um trilhão de anos. À medida que a "cinza" de hélio se acumula, finalmente atinge 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 se esgota 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. Nas estrelas acima de cerca de quatro massas solares, a temperatura e a densidade necessárias são atingidas para a queima de carbono. Isso aquece o núcleo da estrela e se expande para se tornar uma supergigante vermelha.
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 néon e um átomo de hélio. Eventualmente, estes se decompõem 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 néon, 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, expelirá sua camada externa à medida que a queima de carbono desaparecer, criando nebulosas planetárias e deixando para trás um núcleo de anã branca. Se tiver mais de oito massas solares, acabará por iniciar a queima de neon, o próximo estágio na evolução de estrelas massivas.