Proceso de combustión del carbono
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| Procesos Nucleares |
|---|
Desintegración radiactiva
|
El proceso de combustión del carbono es una reacción nuclear de fusión que se da en estrellas másivas (como mínimo con 4 MSol en su nacimiento) que ya han usado todos los elementos químicos más ligeros en procesos de fusión nuclear en su núcleo. Para ello se requiere temperaturas de 6×108 K y densidades de 2×108 kg/m3
| 12C + 12C | → | 24Mg + γ | |
| → | 23Mg + n | ||
| → | 23Na + 1H | ||
| → | 20Ne + 4He | ||
| → | 16O + 2 4He |
La combustión de carbono comienza cuando se agota el helio. Mientras éste está fusionándose, la estrella crea un núcleo inerte de carbono y oxígeno. Una vez agotado el helio en el núcleo, éste se colapsa debido a la gravitación. El volumen disminuye y como consecuencia aumenta la temperatura y la densidad en el núcleo a los niveles necesarios para que los núcleos de carbono puedan entrar en fusión entre sí. Una vez comenzada la combustión del carbono, la temperatura en el núcleo de la estrella se eleva más aún, permitiendo que el hidrógeno y el helio en las capas que rodean al núcleo también entre en fusión. Como consecuencia de estos procesos aumenta el tamaño de la estrella y se vuelve una gigante roja
Al fusionarse el carbono, los productos de reacción (O, Mg, Ne) se acumulan en un nuevo núcleo inerte. Después de unos cuantos miles de años se agota el carbono, el núcleo se enfría y contrae de nuevo. Esta contracción eleva de nuevo la temperatura y la densidad permitiendo que el neón pueda fusionar (ver Proceso de combustión del neón). Estas nuevas temperaturas permiten además que haya capas de carbono, helio e hidrógeno, externas al núcleo, que entren en fusión también.
En este punto, estrellas con masas entre 4 y 8 veces la masa del sol se desestabilizan y expulsan las capas exteriores, quedando una enana blanca.
Estrellas aún más masivas pueden comenzar procesos de combustión del oxígeno y luego del silíceo.
