Queima de C

A queima de carbono é uma fase avançada da evolução de estrelas com massa intermediária a alta, normalmente com pelo menos oito vezes a massa do Sol. Esse processo ocorre no núcleo estelar após o término da fusão do hélio, quando o núcleo atinge temperaturas da ordem de 600 milhões de graus Celsius ou mais, suficientes para superar a repulsão elétrica entre dois núcleos de carbono. O carbono presente foi produzido anteriormente pela fusão de hélio no processo triplo-alfa. Quando o hélio se esgota no núcleo, a gravidade faz com que o núcleo colapse e aqueça até que as condições sejam adequadas para a fusão do carbono. Nessa etapa, dois núcleos de carbono colidem e, dependendo da energia e da configuração da reação, podem produzir diferentes elementos.

Entre os principais produtos da queima de carbono estão o sódio, o neônio, o magnésio e pequenas quantidades e oxigênio. Essas reações liberam energia, mas em menor quantidade que as etapas anteriores da fusão do hidrogênio e do hélio. A energia gerada ajuda temporariamente a manter o equilíbrio hidrostático da estrela, retardando seu colapso. O processo pode ser descrito de forma simplificada como a colisão entre dois núcleos de carbono-12, que podem resultar, por exemplo, em um núcleo de neônio-20 mais um núcleo de hélio, ou magnésio-23 mais um próton, entre outras vias. A diversidade de produtos depende da temperatura, densidade e da composição do meio estelar.

Essa fase é relativamente curta em comparação às anteriores e marca o início das últimas etapas de vida de uma estrela massiva. Após a queima de carbono, o núcleo da estrela continuará colapsando até atingir temperaturas ainda mais altas, iniciando a queima de neônio, oxigênio e, posteriormente, de silício, etapas que preparam o terreno para o colapso final que pode resultar em uma supernova.