Qu'est-ce que le carbone brûle?

Le processus de combustion du carbone est une réaction nucléaire qui se produit au cœur des étoiles massives dans des conditions de température et de pression énormes.Le brûlage du carbone ne déclenche que vers la fin d'une vie d'étoiles.Pour qu'une étoile finisse par acquérir suffisamment de pression dans son noyau pour initier la combustion du carbone, il doit contenir au moins quatre masses solaires à sa naissance.La combustion du carbone ne commence qu'après que de grandes parties des étoiles, l'hydrogène et l'hélium ont été brûlées.

L'élément le plus abondant de l'univers est l'hydrogène.Ainsi, la plupart des étoiles commencent leur durée de vie composée principalement d'hydrogène.Alors que la fusion nucléaire s'enflamme au cœur d'une jeune étoile, l'hydrogène commence lentement à brûler, ses noyaux atomiques fusionnés dans l'hélium à travers la chaîne P-P mdash;Dans les étoiles, la masse du soleil ou moins mdash;ou le cycle CNO mdash; dans des étoiles plus massives.Il s'agit de la réaction nucléaire qui génère la chaleur et la lumière des Suns que nous voyons lorsque nous sortons chaque jour.

Selon la taille de l'étoile, elle brûle son combustible nucléaire à un rythme différent.Des étoiles plus massives ont des centres plus denses et plus chauds et brûlent leur carburant plus rapidement.Certaines des plus grandes étoiles épuisent la plupart de leur carburant d'hydrogène en seulement quelques millions d'années, tandis que le soleil devrait continuer à fusionner l'hydrogène pendant 4,5 milliards d'années, et les étoiles les plus légères fusionneront l'hydrogène pendant un billion d'années.Au fur et à mesure que la cendre d'hélium s'accumule, elle atteint finalement la densité critique pour provoquer un allumage de l'hélium.Les sous-produits de la combustion de l'hélium sont le carbone et l'oxygène.

Alors que le carbone et l'oxygène s'accumulent au cœur de l'étoile sur des millions d'années de combustion d'hélium, un grand pourcentage de l'hélium est épuisé, et le noyau des étoiles se refroidit,Impossible de générer plus d'énergie nucléaire.Ce refroidissement provoque le contrat du noyau, augmentant encore la densité et la pression.Dans les étoiles supérieures à environ quatre masses solaires, la température et la densité nécessaires sont atteintes pour la combustion du carbone.Cela réchauffe le noyau de l'étoile et il se développe pour devenir un supergiant rouge.

La combustion du carbone est l'une des principales raisons pour lesquelles il existe des éléments plus lourds que le carbone dans l'univers.La réaction principale se compose de plusieurs composants.Dans un, deux noyaux de carbone fusionnent pour former un atome néon et un atome d'hélium.Finalement, ceux-ci se décomposent en sodium et en hydrogène, puis en magnésium et un neutron libre.En raison de tous les processus nucléaires en cours simultanément dans le noyau des étoiles, de grandes quantités de néon, d'oxygène et de magnésium sont produites.L'ensemble du processus de combustion du carbone ne prend qu'environ 1000 ans.

Si l'étoile a entre quatre et huit masses solaires de matériaux, elle expulsera sa couche extérieure alors que le carbone brûle, créant des nébuleuses planétaires et laissant derrière lui un nain blanc blanc.S'il a plus de huit masses solaires, il finira par initier des brûlures au néon, la prochaine étape de l'évolution des étoiles massives.