El proceso de combustión del oxígeno es un conjunto de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en estrellas masivas que han agotado los elementos más ligeros de sus núcleos. La combustión del oxígeno es precedida por el proceso de combustión del neón y seguida por el proceso de combustión del silicio . Cuando termina el proceso de combustión del neón, el núcleo de la estrella se contrae y se calienta hasta alcanzar la temperatura de ignición para la combustión del oxígeno. Las reacciones de combustión del oxígeno son similares a las de combustión del carbono; sin embargo, deben ocurrir a temperaturas y densidades más altas debido a la mayor barrera de Coulomb del oxígeno.
El oxígeno se enciende en el rango de temperatura de (1,5–2,6)×10 9 K [1] y en el rango de densidad de (2,6–6,7)×10 12 kg·m −3 . [2] Las reacciones principales se dan a continuación, [3] [4] donde las relaciones de ramificación suponen que el canal de deuterón está abierto (a altas temperaturas): [3]
Cerca de 2×10 9 K, la velocidad de reacción de quema de oxígeno es aproximadamente 2,8×10 −12 ( T 9 /2) 33 [ aclaración necesaria ] , [3] [5] donde T 9 es la temperatura en miles de millones de kelvins . En general, los principales productos del proceso de quema de oxígeno son [3] 28 Si, 32,33,34 S, 35,37 Cl, 36,38 Ar, 39,41 K y 40,42 Ca. De estos, 28 Si y 32 S constituyen el 90% de la composición final. [3] El combustible de oxígeno dentro del núcleo de la estrella se agota después de 0,01 a 5 años, dependiendo de la masa de la estrella y otros parámetros. [1] [3] El proceso de quema de silicio , que sigue, crea hierro, pero este hierro no puede reaccionar más para crear energía para sustentar la estrella.
Durante el proceso de combustión del oxígeno, que se desarrolla hacia el exterior, hay una capa de combustión del oxígeno, seguida de una capa de neón, una capa de carbono, una capa de helio y una capa de hidrógeno. El proceso de combustión del oxígeno es la última reacción nuclear en el núcleo de la estrella que no se produce a través del proceso alfa .
Aunque el 16 O es más ligero que el neón, la combustión del neón ocurre antes que la del oxígeno, porque el 16 O es un núcleo doblemente mágico y, por lo tanto, extremadamente estable. En comparación con el oxígeno, el neón es mucho menos estable. Como resultado, la combustión del neón ocurre a temperaturas más bajas que 16 O + 16 O. [9] Durante la combustión del neón, el oxígeno y el magnesio se acumulan en el núcleo de la estrella. Al comienzo de la combustión del oxígeno, el oxígeno en el núcleo estelar es abundante debido al proceso de combustión del helio ( 4 He(2α,γ) 12 C(α,γ) 16 O), el proceso de combustión del carbono ( 12 C( 12 C,α) 20 Ne, 12 C(α,γ) 16 O), y el proceso de combustión del neón ( 20 Ne(γ,α) 16 O). La reacción 12 C(α,γ) 16 O tiene un efecto significativo en las velocidades de reacción durante la combustión del oxígeno, ya que produce grandes cantidades de 16 O. [3]
En el caso de las estrellas con masas superiores a 10,3 masas solares, el oxígeno se enciende en el núcleo o no se enciende en absoluto. De manera similar, en el caso de las estrellas con una masa inferior a 9 masas solares (sin acumulación de masa adicional), el oxígeno se enciende en el núcleo o no se enciende en absoluto. Sin embargo, en el rango de 9 a 10,3 masas solares, el oxígeno se enciende fuera del centro.
En las estrellas de este rango de masas, la combustión del neón se produce en una envoltura convectiva en lugar de en el núcleo de la estrella. En el ejemplo particular de una estrella de 9,5 masas solares, el proceso de combustión del neón se produce en una envoltura de aproximadamente 0,252 masas solares (~1560 kilómetros) fuera del centro. A partir del destello de ignición, la zona convectiva del neón se extiende más allá hasta 1,1 masas solares con una potencia máxima de alrededor de 10 36 W. Después de solo un mes, la potencia disminuye a aproximadamente 10 35 W y se mantiene a este ritmo durante unos 10 años. Después de esta fase, el neón en la envoltura se agota, lo que resulta en una mayor presión hacia el interior de la estrella. Esto aumenta la temperatura de la envoltura a 1.650 millones de kelvin. Esto da como resultado un frente de llama ligado por convección que quema neón y se mueve hacia el núcleo. El movimiento de la llama es lo que finalmente conduce a la combustión del oxígeno. En aproximadamente 3 años, la temperatura de la llama alcanza unos 1.830 millones de kelvins, lo que permite que comience el proceso de combustión del oxígeno. Esto ocurre alrededor de 9,5 años antes de que se desarrolle el núcleo de hierro. De manera similar al comienzo de la combustión del neón, la combustión descentrada del oxígeno comienza con otro destello. La llama que arde por convección es el resultado de la combustión tanto del neón como del oxígeno a medida que avanza hacia el núcleo, mientras que la capa que quema el oxígeno se contrae continuamente en masa. [8]
Durante el proceso de combustión del oxígeno, la pérdida de energía debida a la emisión de neutrinos se vuelve relevante. Debido a la gran pérdida de energía, el oxígeno debe arder a temperaturas superiores a mil millones de kelvins para mantener una presión de radiación lo suficientemente fuerte como para soportar la estrella contra la gravedad. Además, dos reacciones de captura de electrones [ aclarar ] (que producen neutrinos) se vuelven significativas cuando la densidad de materia es lo suficientemente alta (ρ > 2×10 7 g/cm 3 ). Debido a estos factores, la escala de tiempo de combustión del oxígeno es mucho más corta para las estrellas densas y pesadas. [7]
El proceso de combustión del oxígeno puede ocurrir en condiciones hidrostáticas y explosivas. Los productos de la combustión explosiva del oxígeno son similares a los de la combustión hidrostática del oxígeno. Sin embargo, la combustión estable del oxígeno está acompañada de una multitud de capturas de electrones, mientras que la combustión explosiva del oxígeno está acompañada de una presencia significativamente mayor de reacciones de fotodesintegración . En el rango de temperatura de (3–4)×10 9 K, la fotodesintegración y la fusión del oxígeno ocurren con velocidades de reacción comparables. [3]
Las estrellas de población III muy masivas (140–260 masas solares) pueden volverse inestables durante la combustión del oxígeno del núcleo debido a la producción de pares . Esto da como resultado una explosión termonuclear, que destruye por completo la estrella. [2] [6]