El proceso de combustión del carbono o fusión del carbono es un conjunto de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en los núcleos de estrellas masivas (al menos 8 al nacer) que combinan el carbono con otros elementos. Requiere altas temperaturas (> 5×10 8 K o 50 keV ) y densidades (> 3×10 9 kg/m 3 ). [1]
Estas cifras de temperatura y densidad son sólo una guía. Las estrellas más masivas queman su combustible nuclear más rápidamente, ya que tienen que compensar mayores fuerzas gravitacionales para permanecer en equilibrio hidrostático (aproximado) . Eso generalmente significa temperaturas más altas, aunque densidades más bajas, que para las estrellas menos masivas. [2] Para obtener las cifras correctas para una masa particular y una etapa particular de evolución, es necesario utilizar un modelo estelar numérico calculado con algoritmos informáticos. [3] Dichos modelos se perfeccionan continuamente en base a experimentos de física nuclear (que miden las tasas de reacción nuclear) y observaciones astronómicas (que incluyen la observación directa de la pérdida de masa, la detección de productos nucleares a partir de observaciones del espectro después de que se desarrollan zonas de convección desde la superficie hasta regiones de combustión por fusión -conocidas como eventos de dragado- y así traen productos nucleares a la superficie, y muchas otras observaciones relevantes para los modelos). [4]
Las principales reacciones son: [5]
Esta secuencia de reacciones se puede entender pensando que los dos núcleos de carbono en interacción se unen para formar un estado excitado del núcleo de 24 Mg, que luego se desintegra de una de las cinco formas enumeradas anteriormente. [6] Las dos primeras reacciones son fuertemente exotérmicas, como lo indican las grandes energías positivas liberadas, y son los resultados más frecuentes de la interacción. La tercera reacción es fuertemente endotérmica, como lo indica la gran energía negativa que indica que la energía se absorbe en lugar de emitirse. Esto la hace mucho menos probable, pero aún posible en el entorno de alta energía de la quema de carbono. [5] Pero la producción de unos pocos neutrones por esta reacción es importante, ya que estos neutrones pueden combinarse con núcleos pesados, presentes en pequeñas cantidades en la mayoría de las estrellas, para formar isótopos aún más pesados en el proceso s . [7]
Se podría esperar que la cuarta reacción sea la más común debido a su gran liberación de energía, pero de hecho es extremadamente improbable porque se produce mediante interacción electromagnética [5] , ya que produce un fotón de rayos gamma, en lugar de utilizar la fuerza fuerte entre nucleones como lo hacen las dos primeras reacciones. Los nucleones se ven mucho más grandes entre sí que a los fotones de esta energía. Sin embargo, el 24 Mg producido en esta reacción es el único magnesio que queda en el núcleo cuando termina el proceso de quema de carbono, ya que el 23 Mg es radiactivo.
La última reacción también es muy poco probable, ya que involucra tres productos de reacción, [5] además de ser endotérmica: piense en la reacción procediendo a la inversa, requeriría que los tres productos convergieran al mismo tiempo, lo que es menos probable que las interacciones entre dos cuerpos.
Los protones producidos por la segunda reacción pueden participar en la reacción en cadena protón-protón , o ciclo CNO , pero también pueden ser capturados por 23 Na para formar 20 Ne más un núcleo de 4 He. [5] De hecho, una fracción significativa del 23 Na producido por la segunda reacción se consume de esta manera. [6] En estrellas entre 9 y 11 masas solares , el 16 O ya producido por la fusión de helio en la etapa anterior de la evolución estelar logra sobrevivir bastante bien al proceso de quema de carbono, a pesar de que parte de él se consume al capturar núcleos de 4 He. [1] [8] Por lo tanto, el resultado de la quema de carbono es una mezcla principalmente de oxígeno, neón, sodio y magnesio. [3] [5]
El hecho de que la suma de masa y energía de los dos núcleos de carbono sea similar a la de un estado excitado del núcleo de magnesio se conoce como "resonancia". Sin esta resonancia, la combustión del carbono solo se produciría a temperaturas cien veces superiores. La investigación experimental y teórica de tales resonancias todavía es objeto de investigación. [9] Una resonancia similar aumenta la probabilidad del proceso triple-alfa , que es responsable de la producción original de carbono.
Las pérdidas de neutrinos comienzan a convertirse en un factor importante en los procesos de fusión en las estrellas a las temperaturas y densidades de la combustión del carbono. Aunque las reacciones principales no involucran neutrinos, las reacciones secundarias, como la reacción en cadena protón-protón, sí lo hacen. Pero la principal fuente de neutrinos a estas altas temperaturas involucra un proceso en la teoría cuántica conocido como producción de pares . Un rayo gamma de alta energía que tiene una energía mayor que la masa en reposo de dos electrones ( equivalencia masa-energía ) puede interactuar con los campos electromagnéticos de los núcleos atómicos de la estrella y convertirse en un par de partículas y antipartículas de un electrón y un positrón.
Normalmente, el positrón se aniquila rápidamente con otro electrón, produciendo dos fotones, y este proceso puede ignorarse con seguridad a temperaturas más bajas. Pero alrededor de 1 de cada 10 19 producciones de pares [2] terminan con una interacción débil del electrón y el positrón, que los reemplaza con un par de neutrino y antineutrino. Dado que se mueven prácticamente a la velocidad de la luz e interactúan muy débilmente con la materia, estas partículas de neutrinos generalmente escapan de la estrella sin interactuar, llevándose consigo su masa-energía. Esta pérdida de energía es comparable a la energía producida por la fusión del carbono.
Las pérdidas de neutrinos, por este y otros procesos similares, desempeñan un papel cada vez más importante en la evolución de las estrellas más masivas. Obligan a la estrella a quemar su combustible a una temperatura más alta para compensarlas. [2] Los procesos de fusión son muy sensibles a la temperatura, por lo que la estrella puede producir más energía para mantener el equilibrio hidrostático , a costa de quemar combustibles nucleares sucesivos cada vez más rápidamente. La fusión produce menos energía por unidad de masa a medida que los núcleos de combustible se vuelven más pesados, y el núcleo de la estrella se contrae y se calienta al cambiar de un combustible al siguiente, por lo que ambos procesos también reducen significativamente la vida útil de cada combustible de fusión sucesivo.
Hasta la etapa de combustión del helio, las pérdidas de neutrinos son insignificantes. Pero a partir de la etapa de combustión del carbono, la reducción de la vida estelar debido a la energía perdida en forma de neutrinos se corresponde aproximadamente con el aumento de la producción de energía debido al cambio de combustible y la contracción del núcleo. En los sucesivos cambios de combustible en las estrellas más masivas, la reducción de la vida estelar está dominada por las pérdidas de neutrinos. Por ejemplo, una estrella de 25 masas solares quema hidrógeno en el núcleo durante 10 7 años, helio durante 10 6 años y carbono durante solo 10 3 años. [10]
Durante la fusión del helio , las estrellas forman un núcleo inerte rico en carbono y oxígeno. El núcleo inerte alcanza finalmente la masa suficiente para colapsar debido a la gravedad, mientras que la combustión del helio se desplaza gradualmente hacia el exterior. Esta disminución del volumen del núcleo inerte eleva la temperatura hasta la temperatura de ignición del carbono. Esto aumentará la temperatura alrededor del núcleo y permitirá que el helio se queme en una capa alrededor del núcleo. [11] Fuera de esta capa hay otra capa que quema hidrógeno. La combustión de carbono resultante proporciona energía del núcleo para restablecer el equilibrio mecánico de la estrella . Sin embargo, el equilibrio es de corta duración; en una estrella de 25 masas solares, el proceso consumirá la mayor parte del carbono del núcleo en solo 600 años. La duración de este proceso varía significativamente según la masa de la estrella. [12]
Las estrellas de menos de 8-9 masas solares nunca alcanzan una temperatura central lo suficientemente alta como para quemar carbono, y en cambio terminan sus vidas como enanas blancas de carbono-oxígeno después de que los destellos de helio de la capa expulsen suavemente la envoltura exterior en una nebulosa planetaria . [3] [13]
En las estrellas con masas entre 8 y 12 masas solares, el núcleo de carbono-oxígeno está en condiciones degeneradas y la ignición del carbono tiene lugar en un destello de carbono , que dura solo milisegundos y altera el núcleo estelar. [14] En las últimas etapas de esta combustión nuclear, desarrollan un viento estelar masivo, que rápidamente expulsa la envoltura exterior en una nebulosa planetaria dejando atrás un núcleo enano blanco O-Ne-Na-Mg de aproximadamente 1,1 masas solares. [3] El núcleo nunca alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para una mayor quema de fusión de elementos más pesados que el carbono. [13]
Las estrellas de más de 12 masas solares comienzan a quemar carbono en un núcleo no degenerado, [14] y después del agotamiento del carbono continúan con el proceso de quema de neón una vez que la contracción del núcleo inerte (O, Ne, Na, Mg) aumenta la temperatura lo suficiente. [13]
