Hva er karbonforbrenning?

Karbonforbrenningsprosessen er en kjernefysisk reaksjon som skjer i kjernen av massive stjerner under forhold med enorm temperatur og trykk.Karbonforbrenning initierer bare nær slutten av et Stars -liv.For at en stjerne til slutt skal bygge opp nok press i kjernen til å sette i gang karbonforbrenning, må den inneholde minst fire solmasser ved fødselen.Karbonforbrenningen begynner først etter at store deler av stjernene hydrogen og helium er blitt brent.

Det mest tallrike elementet i universet er hydrogen.Så de fleste stjerner begynner sin levetid som hovedsakelig består av hydrogen.Som atomfusjonen antenner i kjernen av en ung stjerne, begynner hydrogenet sakte å brenne bort, dets atomkjerner smeltet sammen i helium gjennom P-P-kjeden og mdash;i stjerner massen av solen eller mindre mdash;eller CNO -syklusen mdash; i mer massive stjerner.Dette er den kjernefysiske reaksjonen som genererer solens varme og lys som vi ser når vi går utenfor hver dag.

Avhengig av størrelsesstørrelsen, brenner det atombrenselet i en annen hastighet.Mer massive stjerner har tettere og varmere sentre og forbrenner drivstoffet raskere.Noen av de største stjernene tømmer mesteparten av deres hydrogenbrensel i løpet av bare noen få millioner millioner år, mens solen er planlagt å fortsette å smelte sammen hydrogen i 4,5 milliarder år, og de letteste stjernene vil smelte sammen hydrogen i billioner år.Når heliumasken bygger seg opp, når den til slutt den kritiske tettheten for å forårsake heliumantennelse.Biproduktene til heliumforbrenningen er karbon og oksygen.

Når karbon og oksygen bygger seg opp i kjernen av stjernen over millioner av år med heliumforbrenning, blir en stor prosentandel av helium tømt, og stjernene kjøles ned,Kan ikke generere mer kjernekraft.Denne avkjølingen får kjernen til å trekke seg sammen, og øker tettheten og trykket ytterligere.I stjerner over omtrent fire solmasser er den nødvendige temperaturen og tettheten nådd for karbonforbrenning.Dette varmer opp kjernen i stjernen, og den utvides til å bli en rød supergiant.

Karbonforbrenning er en av hovedårsakene til at det eksisterer elementer som er tyngre enn karbon i universet.Hovedreaksjonen består av flere komponenter.I en smelter to karbonkjerner smelter sammen for å danne et neonatom og et heliumatom.Etter hvert brytes disse ned i natrium og hydrogen, deretter magnesium og et fritt nøytron.På grunn av alle kjernefysiske prosesser som pågår samtidig i stjernene, produseres det store mengder neon, oksygen og magnesium.Hele karbonforbrenningsprosessen tar bare rundt 1000 år.

Hvis stjernen har mellom fire og åtte solmasser av materiale, vil den utvise det ytre laget som karbonforbrenende Peters ute, skape en planetarisk tåke og etterlate en hvit dvergkjerne.Hvis den har mer enn åtte solmasser, vil den til slutt sette i gang neonforbrenning, neste trinn i utviklingen av massive stjerner.