Queima de O

A queima de oxigênio é um processo de fusão nuclear que ocorre em estrelas massivas — geralmente com mais de 8 a 10 massas solares — em uma fase muito avançada de sua evolução, pouco antes do colapso final que leva a uma supernova. Esse processo se dá quando o núcleo da estrela atinge temperaturas extremas, da ordem de 1 a 2 bilhões de graus Celsius, após o esgotamento do neônio.

Nessas condições, os núcleos de oxigênio-16, que foram produzidos anteriormente na queima do hélio (no processo triplo-alfa) e também durante a queima de carbono, começam a se fundir. A fusão entre dois núcleos de oxigênio pode ocorrer de diversas formas, e os produtos principais incluem silício, enxofre, fósforo, magnésio e pequenas quantidades de outros elementos mais pesados, como cloro e argônio.

A reação típica pode produzir, por exemplo, silício-28 e hélio-4 (partícula alfa), ou fósforo-31 mais um próton. Esses produtos contribuem para o enriquecimento químico do núcleo estelar, criando a base para a próxima etapa: a queima de silício, que produz elementos ainda mais pesados, culminando com a formação de ferro.

A queima de oxigênio, assim como as fases anteriores, libera energia que momentaneamente estabiliza o núcleo da estrela contra o colapso gravitacional. No entanto, essa fase é extremamente curta em escala cósmica — dura no máximo alguns meses ou dias — pois o consumo de combustível ocorre de forma muito rápida devido à altíssima taxa de fusão.

É importante notar que, ao contrário da queima do hidrogênio e do hélio, que podem durar milhões ou bilhões de anos, as etapas finais como a queima de oxigênio ocorrem rapidamente, refletindo o ritmo acelerado do colapso da estrela. Quando o combustível de oxigênio se esgota, a estrela passa para a queima de silício, a última etapa antes do colapso catastrófico que leva à formação de uma supernova e, eventualmente, de uma estrela de nêutrons ou buraco negro.