El proceso de quema de carbono o fusión de carbono es un conjunto de reacciones de fusión nuclear que tienen lugar en los núcleos de estrellas masivas (al menos 8al nacer) que combina el carbono en otros elementos. Requiere altas temperaturas (> 5 × 10 8 K o 50 keV ) y densidades (> 3 × 10 9 kg / m 3 ). [1]
Estas cifras de temperatura y densidad son solo una guía. Las estrellas más masivas queman su combustible nuclear más rápidamente, ya que tienen que compensar mayores fuerzas gravitacionales para permanecer en equilibrio hidrostático (aproximado) . Eso generalmente significa temperaturas más altas, aunque densidades más bajas, que para las estrellas menos masivas. [2] Para obtener las cifras correctas para una masa particular y una etapa particular de evolución, es necesario utilizar un modelo estelar numérico calculado con algoritmos informáticos. [3] Dichos modelos se perfeccionan continuamente basándose en experimentos de física nuclear (que miden las velocidades 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 del espectro después de que las zonas de convección se desarrollen desde la superficie hasta la fusión). regiones en llamas, conocidas como eventos de dragado , y por lo tanto traen productos nucleares a la superficie y muchas otras observaciones relevantes para los modelos). [4]
Reacciones de fusión
Las principales reacciones son: [5]
Productos de reacción
Esta secuencia de reacciones puede entenderse pensando en los dos núcleos de carbono que interactúan como si se unieran para formar un estado excitado del núcleo de 24 Mg, que luego se desintegra en una de las cinco formas 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 la energía se absorbe en lugar de emitirse. Esto hace que sea mucho menos probable, pero aún posible, en el entorno de alta energía de la quema de carbono. [5] Pero la producción de algunos neutrones por esta reacción es importante, ya que estos neutrones pueden combinarse con núcleos pesados, presentes en pequeñas cantidades en la mayoría de las estrellas, para formar isótopos aún más pesados en el proceso s . [7]
Se podría esperar que la cuarta reacción sea la más común debido a su gran liberación de energía, pero de hecho es extremadamente improbable porque procede a través de la interacción electromagnética, [5] ya que produce un fotón de rayos gamma, en lugar de utilizar la fuerza fuerte entre los nucleones. al igual que las dos primeras reacciones. Los nucleones se ven mucho más grandes entre sí que ante los fotones de esta energía. Sin embargo, los 24 Mg producidos en esta reacción son el único magnesio que queda en el núcleo cuando finaliza el proceso de quema de carbono, ya que 23 Mg son radiactivos.
La última reacción también es muy improbable ya que involucra tres productos de reacción, [5] además de ser endotérmica - piense en la reacción procediendo a la inversa, requeriría que los tres productos convergieran todos al mismo tiempo, lo cual es menos probable que interacciones de dos cuerpos.
Los protones producidos por la segunda reacción pueden participar en la reacción en cadena protón-protón , o ciclo de 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 9 y 11 masas solares , el oxígeno (O-16) ya producido por la fusión de helio en la etapa anterior de la evolución estelar logra sobrevivir bastante bien al proceso de quema de carbono, a pesar de que parte de él se ha agotado por capturando núcleos He-4. [1] [8] Entonces, el resultado final de la quema de 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 quema de carbono solo se produciría a temperaturas cien veces más altas. La investigación experimental y teórica de tales resonancias sigue siendo objeto de investigación. [9] Una resonancia similar aumenta la probabilidad del proceso triple alfa , que es responsable de la producción original de carbono.
Pérdidas de neutrinos
Las pérdidas de neutrinos comienzan a convertirse en un factor importante en los procesos de fusión de las estrellas a las temperaturas y densidades de la quema de carbono. Aunque las reacciones principales no involucran a los 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 de partículas y antipartículas de 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 temperaturas más bajas. Pero alrededor de 1 en 10 19 par producciones [2] extremo con una interacción débil del electrón y el positrón, que los reemplaza con un neutrino par y anti-neutrino. Dado que se mueven virtualmente a la velocidad de la luz e interactúan muy débilmente con la materia, estas partículas de neutrinos generalmente escapan de la estrella sin interactuar, llevándose su masa-energía. Esta pérdida de energía es comparable a la producción de energía de la fusión del carbono.
Las pérdidas de neutrinos, por este y otros procesos similares, juegan 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 compensarlos. [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 quemar sucesivos combustibles nucleares 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 cuando se cambia de un combustible al siguiente, por lo que ambos procesos también reducen significativamente la vida útil de cada combustible sucesivo de combustión por fusión.
Hasta la etapa de combustión del helio, las pérdidas de neutrinos son insignificantes. Pero desde la etapa de quema de carbono en adelante, la reducción de la vida estelar debido a la pérdida de energía en forma de neutrinos coincide aproximadamente con el aumento de la producción de energía debido al cambio de combustible y la contracción del núcleo. En sucesivos cambios de combustible en las estrellas más masivas, la reducción de la vida útil está dominada por las pérdidas de neutrinos. Por ejemplo, una estrella de 25 masas solares quema hidrógeno en el núcleo durante 10 7 años, helio durante 10 6 años y carbono durante solo 10 3 años. [10]
Evolución estelar
Durante la fusión del helio , las estrellas acumulan un núcleo inerte rico en carbono y oxígeno. El núcleo inerte finalmente alcanza la masa suficiente para colapsar debido a la gravitación, mientras que la quema de helio se mueve gradualmente hacia afuera. Esta disminución en el volumen del núcleo inerte eleva la temperatura a la temperatura de ignición del carbón. Esto elevará la temperatura alrededor del núcleo y permitirá que el helio se queme en una capa alrededor del núcleo. [11] Afuera hay otra capa que quema hidrógeno. La quema de carbono resultante proporciona energía del núcleo para restaurar el equilibrio mecánico de la estrella . Sin embargo, el equilibrio es de corta duración; en una estrella de 25 masas solares, el proceso consumirá la mayor parte del carbono del núcleo en solo 600 años. La duración de este proceso varía significativamente según la masa de la estrella. [12]
Las estrellas de menos de 8 a 9 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 capa expulsan suavemente la envoltura exterior en una nebulosa planetaria . [3] [13]
En estrellas con masas entre 8 y 12 masas solares, el núcleo de carbono-oxígeno se encuentra en condiciones degeneradas y la ignición del carbono se produce en un destello de carbono , que dura solo milisegundos y rompe el núcleo estelar. [14] En las últimas etapas de esta combustión nuclear, desarrollan un viento estelar masivo, que rápidamente expulsa la envoltura exterior en una nebulosa planetaria dejando un núcleo enano blanco O-Ne-Na-Mg de aproximadamente 1,1 masas solares. [3] El núcleo nunca alcanza una temperatura lo suficientemente alta como para quemar más elementos más pesados que el carbono por fusión. [13]
Las estrellas de más de 12 masas solares comienzan a quemar carbono en un núcleo no degenerado, [14] y después del agotamiento del carbono continúan con el proceso de combustión de neón una vez que la contracción del núcleo inerte (O, Ne, Na, Mg) eleva la temperatura lo suficiente . [13]
Ver también
- Proceso alfa
- Detonación de carbono
- Ciclo de CNO
- Proceso de quemado de neón
- Reacción en cadena protón-protón
- Proceso triple-alfa
Referencias
- ^ a b Ryan, Sean G .; Norton, Andrew J. (2010). Evolución estelar y nucleosíntesis . Prensa de la Universidad de Cambridge . pag. 135. ISBN 978-0-521-13320-3.
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- ↑ a b c Ryan (2010), págs. 147-148
- ^ a b " El destello de carbono " (PDF) . Archivado desde el original (PDF) el 6 de mayo de 2015 . Consultado el 7 de febrero de 2015 .