Vad är kolförbränning?

Kolförbränningsprocessen är en kärnreaktion som sker i kärnan i massiva stjärnor under förhållanden med enorm temperatur och tryck.Kolförbränning initierar bara nära slutet av ett stjärnans liv.För att en stjärna så småningom ska bygga upp tillräckligt med tryck i sin kärna för att initiera kolförbränning, måste den innehålla minst fyra solmassor vid sin födelse.Kolförbränningen börjar bara efter stora delar av stjärnorna väte och helium har bränts.

Det vanligaste elementet i universum är väte.Så de flesta stjärnor börjar sin livstider som mestadels består av väte.När kärnfusion antänds i kärnan i en ung stjärna börjar väte långsamt brinna bort, dess atomkärnor smälts in i helium genom P-P-kedjan mdash;I stjärnor solens massa eller mindre mdash;eller CNO -cykeln mdash; i mer massiva stjärnor.Detta är den kärnkraftsreaktionen som genererar solens värme och ljus som vi ser när vi går utanför varje dag.

Beroende på stjärnans storlek bränner den sitt kärnbränsle i en annan takt.Mer massiva stjärnor har tätare och varmare centra och bränner deras bränsle snabbare.Några av de största stjärnorna tappar de flesta av sitt vätebränsle inom bara några miljoner miljoner år, medan solen är planerad att fortsätta smälta väte i 4,5 miljarder år, och de lättaste stjärnorna kommer att smälta väte under en biljon år.När heliumaska byggs upp når den så småningom den kritiska densiteten för att orsaka heliumtändning.Biprodukterna av heliumförbränningen är kol och syre.

När kol och syre byggs upp i kärnan i stjärnan under miljoner år av heliumförbränning, så småningom tappas en stor andel av heliumet och stjärnorna svalnar, svalnar, ner, ner,Det går inte att generera mer kärnkraft.Denna nedkylning får kärnan att sammandras, vilket ytterligare ökar densiteten och trycket.I stjärnor över cirka fyra solmassor nås den nödvändiga temperaturen och densiteten för kolförbränning.Detta värmer upp kärnan i stjärnan och det expanderar till att bli en röd supergigant.

Kolförbränning är en av de främsta orsakerna till att det finns element tyngre än kol i universum.Huvudreaktionen består av flera komponenter.I ett säkring två kolkärnor för att bilda en neonatom och en heliumatom.Så småningom bryts dessa ner i natrium och väte, sedan magnesium och en fri neutron.På grund av alla kärnkraftsprocesser som pågår samtidigt i stjärnkärnan produceras stora mängder neon, syre och magnesium.Hela kolförbränningsprocessen tar bara cirka 1000 år.

Om stjärnan har mellan fyra och åtta solmassor av material, kommer den att utvisa sitt yttre lager när de kolbrännande Peters ut, skapar en planetarisk nebula och lämnar en vit dvärgkärna.Om den har mer än åtta solmassor kommer den så småningom att initiera neonförbränning, nästa steg i utvecklingen av massiva stjärnor.