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A fusão nuclear do carbono é uma reação nuclear de fusão que se dá em estrelas massivas (com no mínimo 4 M_Sol desde seu nascimento) que já tenham usado todos os elementos químicos mais leves em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isto se requerem temperaturas de 6×10⁸K e densidades de 2×10⁸ kg/m³. As principais reações são:

Energias produzidas e absorvidas |

Alternativamente, com menor probabilidade

Enquanto está em fusão o hélio, a estrela cria um núcleo inerte de carbono e oxigênio. Uma vez esgotado o hélio no núcleo por ser transmutado em carbono, este se colapsa devido ao encerramento das fusões de hélio, que existiam em equilíbrio com a gravidade, ainda que as camadas superiores se expandam. O volume no núcleo diminui, como conseqüência aumenta a densidade e temperatura do núcleo aos níveis necessários para que o carbono possa entrar em fusão. Uma vez começada a fusão do carbono a temperatura no núcleo da estrela se eleva mais ainda, permitindo que o hidrogênio e o hélio situados nas camadas superiores passem novamente por um processo de fusão. Em consequência destes processos, aumenta o tamanho da estrela.

Ao fundir-se o carbono, os produtos da reação (O, Mg, Ne) se acumulam em um novo núcleo inerte. Depois de uns tantos milhares de anos, o núcleo transmutado se esfria e se contrai novamente. Esta contração eleva de novo a temperatura e a densidade permitindo que o neônio possa fundir-se (ver fusão nuclear do neônio). Estas novas temperaturas permitem ademais que haja camadas de carbono, hélio e hidrogênio, externas ao núcleo, que entrem em fusão também.

Para temperaturas da ordem de 0,8 a 1,0 bilhões de kelvin, a fusão do carbono processa-se em equilíbrio hidrostático. Para temperaturas maiores que 2 bilhões de kelvin a fusão ocorre em escala hidrodinâmica. Na explosão, o choque aquece a matéria ainda não queimada, iniciando a fusão e acelerando-a. O material processado expande e esfria, interrompendo as reações termonucleares.^[2]

Neste ponto, estrelas com massas entre 4 e 8 vezes a massa do sol se desestabilizam e expulsam as camadas exteriores, restando uma anã branca.

Estrelas ainda mais massivas podem proceder com o processo de fusão nuclear do oxigênio e subsequentemente com a fusão do silício.

Desenvolvimento |

Tem-se estudado numericamente o efeito da convecção na fusão hidrostática do carbono em núcleos degenerados com massa de 1,4 M_Sol.^[3]

Diversas implicações deste processo estelar tem sido estudados, inclusive, sua importância nos raios cósmicos, especialmente nas reações ¹²C(α, γ)¹⁶O e a fusão ¹²C + ¹²C.^[4]

Examina-se a possibilidade de anomalias isotópicas para elementos pesados em meteoritos serem sintetizados em captura de nêutrons durante a fusão explosiva do carbono.^[5]

Ver também |

• Nucleossíntese estelar


• Processo triplo-alfa


• Ciclo CNO

Referências

Ligações externas |

• Queima do Carbono - astro.if.ufrgs.br
  


• 
  PHYSICS ACT - Reações Nucleares (em inglês)


• 
  carbon burning - www.site.uottawa.ca (em inglês)


• 
  Carbon Burning and Late Stellar Evolution - isnap.nd.edu (em inglês)


• 
  CARBON BURNING, SILICON BURNING AND MAGIC - elementaryparticlesmodel.com (em inglês)

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