Proceso de quema de carbono

El proceso de quemadura de carbono o fusión de carbono es un conjunto de reacciones nucleares de fusión que tienen lugar en los núcleos de estrellas masivas (al menos 8 M⊙ ⊙ {displaystyle {begin{smallmatrix}M_{odot}end{smallmatrix}}} al nacer) que combina el carbono en otros elementos. Requiere altas temperaturas 5×10⁸ K o 50 keV) y densidades (3×10⁹ kg/m³).

Estas cifras de temperatura y densidad son solo una guía. Las estrellas más masivas queman su combustible nuclear más rápidamente, ya que tienen que compensar fuerzas gravitatorias mayores para mantenerse en equilibrio hidrostático (aproximado). Eso generalmente significa temperaturas más altas, aunque densidades más bajas, que para estrellas menos masivas. Para obtener las cifras correctas para una masa particular y una etapa particular de evolución, es necesario usar un modelo estelar numérico calculado con algoritmos informáticos. Dichos modelos se refinan continuamente en función de los experimentos de física nuclear (que miden las tasas de reacción nuclear) y las observaciones astronómicas (que incluyen la observación directa de la pérdida de masa, la detección de productos nucleares a partir de las observaciones del espectro después de que se desarrollen zonas de convección desde la superficie hasta las regiones de combustión por fusión). conocidos como eventos de dragado, y así traer productos nucleares a la superficie, y muchas otras observaciones relevantes para los modelos).

Reacciones de fusión

Las principales reacciones son:

126C	+	126C	→	2010Ne	+	42He	+	4.617 MeV
126C	+	126C	→	2311Na	+	11H	+	2.241 MeV
126C	+	126C	→	2312 Mg	+	1n	−	2.599 MeV
Alternativamente:
126C	+	126C	→	2412 Mg	+	γ	+	13.933 MeV
126C	+	126C	→	168O	+	2 42He	− 0,113 MeV

Productos de reacción

Esta secuencia de reacciones se puede entender pensando en los dos núcleos de carbono que interactúan como si se unieran para formar un estado excitado del núcleo de ²⁴Mg, que luego se descompone en una de las cinco formas enumeradas anteriormente.. 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 hace que sea mucho menos probable, pero aún posible, en el entorno de alta energía de la quema de carbono. 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.

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 procede a través de la interacción electromagnética, ya que produce un fotón de rayos gamma, en lugar de utilizar la fuerza fuerte entre los nucleones. al igual que las dos primeras reacciones. Los nucleones se ven mucho más grandes entre sí que para los fotones de esta energía. Sin embargo, el ²⁴Mg producido en esta reacción es el único magnesio que queda en el núcleo cuando finaliza el proceso de quema de carbono, ya que el ²³Mg es radiactivo.

La última reacción también es muy poco probable, ya que involucra tres productos de reacción, además de ser endotérmica; piense en la reacción que se desarrolla a la inversa, requeriría que los tres productos convergieran al mismo tiempo, lo cual es menos probable que interacciones de 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 ²³Na para formar ²⁰Ne más un núcleo ⁴He. De hecho, una fracción significativa del ²³Na producido por la segunda reacción se consume de esta manera. En estrellas de entre 9 y 11 masas solares, el ¹⁶O ya producido por la fusión de helio en la etapa anterior de la evolución estelar se las arregla para sobrevivir bastante bien al proceso de quema de carbono, a pesar de que parte de él es consumido por capturando ⁴núcleos He. Entonces, el resultado final de la quema de carbón es una mezcla principalmente de oxígeno, neón, sodio y magnesio.

El hecho de que la suma masa-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 quema de carbono solo ocurriría a temperaturas cien veces más altas. La investigación experimental y teórica de tales resonancias es todavía un tema de investigación. Una resonancia similar aumenta la probabilidad del proceso triple alfa, que es responsable de la producción original de carbono.

Pérdidas de neutrinos

Las pérdidas de neutrinos empiezan a convertirse en un factor importante en los procesos de fusión de las estrellas a las temperaturas y densidades de la quema de 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 implica 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 restante de dos electrones (equivalencia masa-energía) puede interactuar con los campos electromagnéticos de los núcleos atómicos en 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 10¹⁹ producciones de pares terminan con una interacción débil del electrón y el positrón, que los reemplaza con un par de neutrinos y antineutrinos. Dado que se mueven virtualmente a la velocidad de la luz e interactúan muy débilmente con la materia, estas partículas de neutrino suelen escapar de la estrella sin interactuar, llevándose su masa-energía. Esta pérdida de energía es comparable a la producción de energía de la fusión de carbono.

Las pérdidas de neutrinos, por este y otros procesos similares, juegan 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 compensarlos. 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. Fusion 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 a otro, por lo que ambos procesos también reducen significativamente la vida útil de cada combustible de fusión sucesivo.

Hasta la etapa de combustión de helio, las pérdidas de neutrinos son insignificantes. Pero desde la etapa de quema de carbono en adelante, la reducción en la vida estelar debido a la energía perdida en forma de neutrinos coincide 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 útil está dominada por las pérdidas de neutrinos. Por ejemplo, una estrella de 25 masas solares quema hidrógeno en el núcleo durante 10⁷ años, helio durante 10⁶ años y carbono durante solo 10³ años.

Evolución estelar

Durante la fusión del helio, las estrellas forman un núcleo inerte rico en carbono y oxígeno. El núcleo inerte finalmente alcanza la masa suficiente para colapsar debido a la gravitación, mientras que la combustión de helio se mueve gradualmente hacia el exterior. Esta disminución en el volumen del núcleo inerte eleva la temperatura a la temperatura de ignición del carbón. Esto elevará la temperatura alrededor del núcleo y permitirá que el helio se queme en una capa alrededor del núcleo. Fuera de este hay otro proyectil que quema hidrógeno. La quema de carbono resultante proporciona energía desde el núcleo para restaurar 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 sólo 600 años. La duración de este proceso varía significativamente dependiendo de la masa de la estrella.

Las estrellas de menos de 8 o 9 masas solares nunca alcanzan una temperatura central lo suficientemente alta como para quemar carbono, sino que terminan sus vidas como enanas blancas de carbono y oxígeno después de que los destellos de helio expulsan suavemente la envoltura exterior en una nebulosa planetaria.

En estrellas con masas entre 8 y 12 masas solares, el núcleo de carbono-oxígeno se encuentra en condiciones degeneradas y la ignición del carbono tiene lugar en un destello de carbono, que dura solo milisegundos y altera el núcleo estelar. En las últimas etapas de esta quema nuclear, desarrollan un viento estelar masivo, que expulsa rápidamente la envoltura exterior en una nebulosa planetaria, dejando atrás un núcleo de enana blanca O-Ne-Na-Mg de aproximadamente 1,1 masas solares. El núcleo nunca alcanza una temperatura lo suficientemente alta para quemar por fusión más elementos más pesados que el carbono.

Las estrellas de más de 12 masas solares comienzan a quemar carbono en un núcleo no degenerado y, una vez agotado el carbono, continúan con el proceso de quema de neón una vez que la contracción del núcleo inerte (O, Ne, Na, Mg) eleva la temperatura lo suficiente.