Proceso de combustión de oxígeno

El proceso de fusión nuclear del oxígeno consiste en una serie de reacciones que tienen lugar en estrellas masivas que han agotado los elementos más ligeros de su núcleo. Este proceso está precedido por la fusión del neón y seguido por la fusión del silicio . Al finalizar la fusión del neón, el núcleo de la estrella se contrae y se calienta hasta alcanzar la temperatura de ignición necesaria para la fusión del oxígeno. Las reacciones de fusión del oxígeno son similares a las de la fusión del carbono; sin embargo, deben producirse a temperaturas y densidades más elevadas debido a la mayor barrera de Coulomb del oxígeno.

El oxígeno se inflama en el rango de temperatura de (1,5–2,6)×10 ⁹  K ^{[ 1 ]} y en el rango de densidad de (2,6–6,7)×10 ¹²  kg·m ⁻³ . ^{[ 2 ]} Las reacciones principales se dan a continuación, ^{[ 3 ] [ 4 ]} donde las relaciones de ramificación suponen que el canal de deuterones está abierto (a altas temperaturas): ^{[ 3 ]}

Cerca de 2×10 ⁹  K, la tasa de reacción de combustión de oxígeno es aproximadamente 2.8×10 ⁻¹² ( T ₉ /2) ³³ , ^{[ 3 ] [ 5 ]} donde T ₉ es la temperatura en miles de millones de kelvin . En general, los principales productos del proceso de combustión de oxígeno son ²⁸ Si, ^32,33,34 S, ^35,37 Cl, ^36,38 Ar, ^39,41 K y ^40,42 Ca. De estos, ²⁸ Si y ³² S constituyen el 90% de la composición final. ^{[ 3 ]} El combustible de oxígeno dentro del núcleo de la estrella se agota después de 0.01–5 años, dependiendo de la masa de la estrella y otros parámetros. ^{[ 1 ] [ 3 ]} El proceso de combustión de silicio , que sigue, crea hierro, pero este hierro no puede reaccionar más para crear energía para mantener la estrella.

Durante el proceso de combustión del oxígeno, que se extiende hacia el exterior, se observa una capa de combustión de oxígeno, seguida de una capa de neón, una capa de carbono, una capa de helio y una capa de hidrógeno. El proceso de combustión del oxígeno es la última reacción nuclear en el núcleo de la estrella que no se produce mediante el proceso alfa .

Aunque ^{el 16O} es más ligero que el neón, la combustión del neón ocurre antes que la del oxígeno, porque ^{el 16O} es un núcleo doblemente mágico y, por lo tanto, extremadamente estable. Comparado con el oxígeno, el neón es mucho menos estable. Como resultado, la combustión del neón ocurre a temperaturas más bajas que la de 16O ⁺  16O ^. [ ^{9 ] Durante} la combustión del neón, el oxígeno y el magnesio se acumulan en el núcleo de la estrella. Al comienzo de la combustión del oxígeno, este se encuentra en abundancia en el núcleo estelar debido al proceso de combustión del helio ( ⁴ He(2α,γ) ¹² C(α,γ) ¹⁶ O ), al proceso de combustión del carbono ( ¹² C( ¹² C,α) ²⁰ Ne, ¹² C(α,γ) ¹⁶ O ) y al proceso de combustión del neón ( ²⁰ Ne(γ,α) ¹⁶ O ). La reacción ¹² C(α,γ) ¹⁶ O tiene un efecto significativo en las velocidades de reacción durante la combustión del oxígeno, ya que produce grandes cantidades de ¹⁶ O. ^{[ 3 ]} 

En estrellas con masas superiores a 10,3 masas solares, el oxígeno se enciende en el núcleo o no se enciende en absoluto. De manera similar, en estrellas con una masa inferior a 9 masas solares (sin acreción de masa adicional), el oxígeno se enciende en el núcleo o no se enciende en absoluto. Sin embargo, en el rango de 9 a 10,3 masas solares, el oxígeno se enciende fuera del centro.

Para estrellas de este rango de masa, la combustión del neón ocurre en una envoltura convectiva en lugar de en el núcleo estelar. En el caso particular de una estrella de 9,5 masas solares, el proceso de combustión del neón tiene lugar en una envoltura de aproximadamente 0,252 masas solares (~1560 kilómetros) fuera del centro. Desde el destello de ignición, la zona convectiva del neón se extiende hasta 1,1 masas solares con una potencia máxima de alrededor de ^10³⁶  W. Después de solo un mes, la potencia disminuye a unos ^10³⁵  W y se mantiene en este nivel durante unos 10 años. Después de esta fase, el neón en la envoltura se agota, lo que resulta en una mayor presión hacia adentro sobre la estrella. Esto eleva la temperatura de la envoltura a 1650  millones de kelvin. Esto da como resultado un frente de llama de combustión de neón, ligado por convección, que se mueve hacia el núcleo. El movimiento de la llama es lo que finalmente conduce a la combustión del oxígeno. En aproximadamente 3  años, la temperatura de la llama alcanza unos 1.830  millones de kelvin, lo que permite que comience el proceso de combustión del oxígeno. Esto ocurre alrededor de 9,5  años antes de que se desarrolle el núcleo de hierro. De forma similar al inicio de la combustión del neón, la combustión de oxígeno descentrada comienza con otro destello. La llama de combustión convectiva resulta entonces de la combustión tanto del neón como del oxígeno a medida que avanza hacia el núcleo, mientras que la capa de combustión del oxígeno se contrae continuamente en masa. ^{[ 8 ]}

Durante el proceso de combustión del oxígeno, la pérdida de energía debida a la emisión de neutrinos se vuelve relevante. Debido a esta gran pérdida de energía, el oxígeno debe arder a temperaturas superiores a mil millones de kelvin para mantener una presión de radiación lo suficientemente fuerte como para sostener la estrella contra la gravedad. Además, dos reacciones de captura de electrones (que producen neutrinos) se vuelven significativas cuando la densidad de la materia es suficientemente alta (ρ > 2 × ^10⁷ g/cm³ ⁾ . Debido a estos factores, la escala de tiempo de la combustión del oxígeno es mucho más corta para estrellas pesadas y densas. ^{[ 7 ]}   

El proceso de combustión del oxígeno puede ocurrir en condiciones hidrostáticas y explosivas. Los productos de la combustión explosiva del oxígeno son similares a los de la combustión hidrostática. Sin embargo, la combustión estable del oxígeno se acompaña de múltiples capturas de electrones, mientras que la combustión explosiva se acompaña de una presencia significativamente mayor de reacciones de fotodesintegración . En el rango de temperatura de (3–4)×10⁹ ^K , la fotodesintegración y la fusión del oxígeno ocurren con velocidades de reacción comparables. ^{[ 3 ]}

Las estrellas de población III muy masivas (140–260 masas solares) pueden volverse inestables durante la combustión de oxígeno en su núcleo debido a la producción de pares . Esto da como resultado una explosión termonuclear que destruye completamente la estrella. ^{[ 2 ] [ 6 ]}

• Fusión de carbono y oxígeno / El espectador de astrofísica, 2005
• Arnett, WD Evolución avanzada de estrellas masivas. VI – Combustión de oxígeno / Astrophysical Journal, vol. 194, 1 de diciembre de 1974, pt. 1, págs.  373–383.