Vad är kolförbränning?

Kolförbränningsprocessen är en kärnreaktion som sker i kärnan i massiva stjärnor under förhållanden med enorm temperatur och tryck. Kolförbränning initierar bara nära slutet av en stjärns liv. För att en stjärna så småningom ska bygga upp tillräckligt med tryck i sin kärna för att initiera kolförbränning måste den innehålla minst fyra solmassor vid sin födelse. Kolförbränningen börjar först efter att stora delar av stjärnans väte och helium har bränts.

Det vanligaste elementet i universum är väte. Så de flesta stjärnor börjar sin livstid bestående främst av väte. När kärnfusionen antänds i kärnan i en ung stjärna, börjar väte långsamt brinna bort, dess atomkärnor smälts in i helium genom pp-kedjan - i stjärnor solens massa eller mindre - eller CNO-cykeln - i mer massiva stjärnor . Detta är kärnreaktionen som genererar solens värme och ljus som vi ser när vi går ut varje dag.

Beroende på stjärns storlek bränner den sitt kärnbränsle i en annan takt. Mer massiva stjärnor har tätare och varmare centra och förbränner sitt bränsle snabbare. Några av de största stjärnorna tappar de flesta av sitt vätebränsle inom bara några miljoner miljoner år, medan solen är planerad att fortsätta smälta väte i 4,5 miljarder år, och de lättaste stjärnorna kommer att smälta väte under en biljon år. När helium "aska" byggs upp når den så småningom den kritiska tätheten för att orsaka heliumantändning. Biprodukterna av heliumförbränningen är kol och syre.

När kol och syre byggs upp i stjärnans kärna under miljoner år av heliumförbränning, så småningom tappas en stor andel av heliumet, och stjärnans kärna svalnar och kan inte generera mer kärnkraft. Denna nedkylning får kärnan att sammandras, vilket ytterligare ökar densiteten och trycket. I stjärnor över cirka fyra solmassor uppnås den nödvändiga temperaturen och densiteten för kolförbränning. Detta värmer upp stjärnkärnan och expanderar till att bli en röd supergiant.

Kolförbränning är en av de främsta orsakerna till att det finns element som är tyngre än kol i universum. Huvudreaktionen består av flera komponenter. I en smälter samman två kolkärnor för att bilda en neonatom och en heliumatom. Så småningom bryts dessa ner i natrium och väte, sedan magnesium och en fri neutron. På grund av alla kärnkraftsprocesser som pågår samtidigt i stjärnkärnan produceras stora mängder neon, syre och magnesium. Hela kolförbränningsprocessen tar bara cirka 1000 år.

Om stjärnan har mellan fyra och åtta solmassor av material kommer den att driva ut sitt yttre lager när kolet bränner ut och skapar en planetnebulosa och lämnar en vit dvärgkärna. Om den har mer än åtta solmassor kommer den så småningom att initiera neonförbränning, nästa steg i utvecklingen av massiva stjärnor.