Proceso de combustión del carbono

El proceso de combustión del carbono o fusión del carbono _es un conjunto de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en los núcleos de las estrellas masivas (de al menos 4 M☉ al nacer) que combinan el carbono en otros elementos. Requiere altas temperaturas ( >5 × 10 ⁸ K  o50 keV  ) y densidades (>3 × 10 ⁹  kg/m ³ ). ^{[ 1 ]}

Estas cifras de temperatura y densidad son solo una guía. Las estrellas más masivas consumen su combustible nuclear más rápidamente, ya que deben contrarrestar mayores fuerzas gravitacionales para mantenerse en un equilibrio hidrostático (aproximado) . Esto generalmente implica temperaturas más altas, aunque densidades más bajas, que en las estrellas menos masivas. ^{[ 2 ]} Para obtener las cifras correctas para una masa y una etapa de evolución particulares, es necesario utilizar un modelo estelar numérico calculado con algoritmos informáticos. ^{[ 3 ]} Dichos modelos se perfeccionan continuamente a partir de experimentos de física nuclear (que miden las tasas de reacción nuclear) y observaciones astronómicas (que incluyen la observación directa de la pérdida de masa, la detección de productos nucleares a partir de observaciones espectrales después de que las zonas de convección se desarrollan desde la superficie hacia las regiones de fusión —conocidas como eventos de dragado— y así llevan los productos nucleares a la superficie, y muchas otras observaciones relevantes para los modelos). ^{[ 4 ]}

Las reacciones principales son: ^{[ 5 ]}

Esta secuencia de reacciones puede entenderse al considerar que los dos núcleos de carbono que interactúan se unen para formar un estado excitado del núcleo de 24Mg, que luego se desintegra de una de las cinco maneras enumeradas anteriormente. ^{[ 6 ] 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 se absorbe energía en lugar de emitirse. Esto la hace mucho menos probable, aunque todavía posible en el entorno de alta energía de la combustión del carbono. ^{[ 5 ]} Pero la producción de algunos neutrones por esta reacción es importante, ya que estos neutrones pueden combinarse con núcleos pesados, presentes en cantidades ínfimas en la mayoría de las estrellas, para formar isótopos aún más pesados ​​en el proceso s . ^{[ 7 ]}

Cabría esperar que la cuarta reacción fuera la más común debido a su gran liberación de energía, pero de hecho es extremadamente improbable porque se produce mediante interacción electromagnética, ^{[ 5 ]} ya que genera un fotón de rayos gamma, en lugar de utilizar la fuerza fuerte entre nucleones como las dos primeras reacciones. Los nucleones parecen 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 combustión del carbono, ya que el ^23Mg es radiactivo.

La última reacción también es muy improbable ya que involucra tres productos de reacción, ^{[ 5 ]} además de ser endotérmica; piense en la reacción procediendo en sentido inverso, requeriría que los tres productos convergieran al mismo tiempo, lo cual es menos probable que las 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 ²³ Na para formar ²⁰ Ne más un núcleo de ^{4 He. [ 5 ]} De hecho, una fracción significativa del ²³ Na producido por la segunda reacción se consume de esta manera. ^{[ 6 ]} En estrellas entre 4 y 11 masas solares , el ¹⁶ O ya producido por la fusión de helio en la etapa anterior de la evolución estelar logra sobrevivir bastante bien al proceso de combustión del carbono, a pesar de que parte de él se consume al capturar núcleos de ^{4 He. [ 1 ] [ 8 ]} Así que el resultado de la combustión del carbono es una mezcla principalmente de oxígeno, neón, sodio y magnesio. ^{[ 3 ] [ 5 ]}

El hecho de que la suma de 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 combustión del carbono solo ocurriría a temperaturas cien veces superiores. La investigación experimental y teórica de dichas resonancias sigue siendo objeto de estudio. ^{[ 9 ]} Una resonancia similar aumenta la probabilidad del proceso triple alfa , responsable de la producción original de carbono.

Las pérdidas de neutrinos comienzan a ser un factor importante en los procesos de fusión estelar a las temperaturas y densidades de la combustión del carbono. Si bien 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 en reposo de dos electrones ( equivalencia masa-energía ), puede interactuar con los campos electromagnéticos de los núcleos atómicos de la estrella y convertirse en un par partícula -antipartícula formado por 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 bajas temperaturas. Pero alrededor de 1 de cada ^10¹⁹ producciones de pares ^{[ 2 ]} terminan con una interacción débil entre el electrón y el positrón, que los reemplaza con un par de neutrino y antineutrino. Dado que se mueven prácticamente 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 consigo su masa-energía. Esta pérdida de energía es comparable a la energía liberada por la fusión del carbono.

Las pérdidas de neutrinos, por este y otros procesos similares, desempeñan 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 compensarlas. ^{[ 2 ]} 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 consumir combustibles nucleares sucesivos cada vez más rápidamente. La fusión 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 a partir de la etapa de combustión de carbono, la reducción en la vida útil estelar debido a la energía perdida en forma de neutrinos coincide aproximadamente con el aumento en 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 en 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 . ^{[ 10 ]}

Durante la fusión de helio , las estrellas acumulan un núcleo inerte rico en carbono y oxígeno. Este núcleo inerte finalmente alcanza la masa suficiente para colapsar debido a la gravedad, mientras que la combustión de helio se desplaza gradualmente hacia afuera. Esta disminución en el volumen del núcleo inerte eleva la temperatura hasta la temperatura de ignición del carbono. Esto aumentará la temperatura alrededor del núcleo y permitirá que el helio se queme en una capa que lo rodea. ^{[ 11 ]} Fuera de esta capa hay otra capa que quema hidrógeno. La combustión de carbono resultante proporciona energía del núcleo para restaurar el equilibrio mecánico de la estrella . Sin embargo, este equilibrio es efímero; en una estrella de 25 masas solares, el proceso consumirá la mayor parte del carbono del núcleo en tan solo 600 años. La duración de este proceso varía significativamente según la masa de la estrella. ^{[ 12 ]}

Las estrellas con menos de 4 masas solares nunca alcanzan una temperatura central lo suficientemente alta como para quemar carbono, sino que terminan sus vidas como enanas blancas de carbono-oxígeno después de que los destellos de helio de la envoltura expulsan suavemente la envoltura exterior en una nebulosa planetaria . ^{[ 3 ] [ 13 ]}

En estrellas con masas entre 8 y 10 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 apenas milisegundos y perturba el núcleo estelar. ^{[ 14 ]} En las últimas etapas de esta combustión nuclear, desarrollan un viento estelar masivo que expulsa rápidamente la envoltura exterior en una nebulosa planetaria, dejando tras de sí un núcleo de enana blanca de O-Ne-Na-Mg de aproximadamente 1,1 masas solares. ^{[ 3 ]} El núcleo nunca alcanza la temperatura suficiente para una mayor fusión de elementos más pesados ​​que el carbono. ^{[ 13 ]}

Las estrellas de más de 8 masas solares comienzan la combustión del carbono en un núcleo no degenerado, ^{[ 14 ]} y después del agotamiento del carbono proceden con el proceso de combustión del neón una vez que la contracción del núcleo inerte (O, Ne, Na, Mg) eleva la temperatura lo suficiente. ^{[ 13 ]}

• Proceso alfa
• detonación de carbono
• Ciclo CNO
• Proceso de combustión del neón
• reacción en cadena protón-protón
• Proceso triple alfa