Processus de combustion du carbone - Carbon-burning process
Le processus de combustion du carbone ou fusion du carbone est un ensemble de réactions de fusion nucléaire qui se déroulent dans les noyaux d' étoiles massives (au moins 8 à la naissance) qui combinent le carbone en d'autres éléments. Elle nécessite des températures élevées (> 5×10 8 K ou 50 keV ) et des densités (> 3×10 9 kg/m 3 ).
Ces chiffres pour la température et la densité ne sont qu'un guide. Les étoiles plus massives brûlent leur combustible nucléaire plus rapidement, car elles doivent compenser des forces gravitationnelles plus importantes pour rester en équilibre hydrostatique (approximatif) . Cela signifie généralement des températures plus élevées, bien que des densités plus faibles, que pour les étoiles moins massives. Pour obtenir les bons chiffres pour une masse particulière et un stade d'évolution particulier, il est nécessaire d'utiliser un modèle stellaire numérique calculé avec des algorithmes informatiques. Ces modèles sont continuellement affinés sur la base d' expériences de physique nucléaire (qui mesurent les taux de réaction nucléaire) et d'observations astronomiques (qui incluent l'observation directe de la perte de masse, la détection de produits nucléaires à partir d'observations spectrales après le développement des zones de convection de la surface aux régions de fusion - connus sous le nom d' événements de dragage - et ainsi faire remonter des produits nucléaires à la surface, et de nombreuses autres observations pertinentes pour les modèles).
Réactions de fusion
Les principales réactions sont :
12
6C
+ 12
6C
→ 20
10Ne
+ 4
2Il
+ 4,617 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 23
11N / A
+ 1
1H
+ 2,241 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 23
12mg
+ 1 m − 2,599 MeV Alternativement : 12
6C
+ 12
6C
→ 24
12mg
+
γ
+ 13,933 MeV 12
6C
+ 12
6C
→ 16
8O
+ 2 4
2Il
− 0,113 MeV
Produits de réaction
Cette séquence de réactions peut être comprise en pensant aux deux noyaux de carbone en interaction comme se réunissant pour former un état excité du noyau de 24 Mg, qui se désintègre ensuite de l'une des cinq manières énumérées ci-dessus. Les deux premières réactions sont fortement exothermiques, comme l'indiquent les grandes énergies positives libérées, et sont les résultats les plus fréquents de l'interaction. La troisième réaction est fortement endothermique, comme indiqué par la grande énergie négative indiquant que l'énergie est absorbée plutôt qu'émis. Cela le rend beaucoup moins probable, mais toujours possible dans l'environnement à haute énergie de la combustion du carbone. Mais la production de quelques neutrons par cette réaction est importante, car ces neutrons peuvent se combiner avec des noyaux lourds, présents en infimes quantités dans la plupart des étoiles, pour former des isotopes encore plus lourds dans le processus s .
On pourrait s'attendre à ce que la quatrième réaction soit la plus courante du fait de sa grande libération d'énergie, mais en fait, elle est extrêmement improbable car elle procède par interaction électromagnétique, car elle produit un photon de rayon gamma, plutôt que d'utiliser la force puissante entre les nucléons comme le font les nucléons. deux premières réactions. Les nucléons semblent beaucoup plus gros les uns aux autres que pour les photons de cette énergie. Cependant, le 24 Mg produit dans cette réaction est le seul magnésium qui reste dans le noyau lorsque le processus de combustion du carbone se termine, car le 23 Mg est radioactif.
La dernière réaction est également très improbable car elle implique trois produits de réaction, en plus d'être endothermique - pensez à la réaction se déroulant en sens inverse, cela nécessiterait que les trois produits convergent tous en même temps, ce qui est moins probable qu'à deux corps interactions.
Les protons produits par la seconde réaction peuvent participer à la réaction en chaîne proton-proton , ou cycle CNO , mais ils peuvent également être capturés par 23 Na pour former 20 Ne plus un noyau de 4 He. En fait, une fraction importante du 23 Na produit par la deuxième réaction s'épuise de cette façon. Dans les étoiles entre 9 et 11 masses solaires , l'oxygène (O-16) déjà produit par la fusion de l' hélium au stade précédent de l'évolution stellaire parvient assez bien à survivre au processus de combustion du carbone, bien qu'une partie soit utilisée en capturant He- 4 noyaux. Ainsi, le résultat final de la combustion du carbone est un mélange principalement d'oxygène, de néon, de sodium et de magnésium.
Le fait que la somme masse-énergie des deux noyaux de carbone soit similaire à celle d'un état excité du noyau de magnésium est connu sous le nom de « résonance ». Sans cette résonance, la combustion du carbone ne se produirait qu'à des températures cent fois plus élevées. L'investigation expérimentale et théorique de telles résonances est encore un sujet de recherche. Une résonance similaire augmente la probabilité du processus triple-alpha , qui est responsable de la production originale de carbone.
Pertes de neutrinos
Les pertes de neutrinos commencent à devenir un facteur majeur dans les processus de fusion des étoiles aux températures et densités de combustion du carbone. Bien que les réactions principales n'impliquent pas de neutrinos, les réactions secondaires telles que la réaction en chaîne proton-proton le font. Mais la principale source de neutrinos à ces températures élevées implique un processus de la théorie quantique connu sous le nom de production de paires . Un rayon gamma de haute énergie qui a une énergie supérieure à la masse restante de deux électrons ( équivalence masse-énergie ) peut interagir avec les champs électromagnétiques des noyaux atomiques de l'étoile et devenir une paire particule et antiparticule d'un électron et d'un positon .
Normalement, le positon s'annihile rapidement avec un autre électron, produisant deux photons, et ce processus peut être ignoré en toute sécurité à des températures plus basses. Mais environ 1 production de 19 paires sur 10 se termine par une interaction faible de l'électron et du positon, qui les remplace par une paire neutrino et anti-neutrino. Comme elles se déplacent pratiquement à la vitesse de la lumière et interagissent très faiblement avec la matière, ces particules de neutrinos s'échappent généralement de l'étoile sans interagir, emportant leur masse-énergie. Cette perte d'énergie est comparable à la production d'énergie de la fusion du carbone.
Les pertes de neutrinos, par ce processus et d'autres similaires, jouent un rôle de plus en plus important dans l'évolution des étoiles les plus massives. Ils forcent l'étoile à brûler son carburant à une température plus élevée pour les compenser. Les processus de fusion étant très sensibles à la température, l'étoile peut donc produire plus d'énergie pour conserver l'équilibre hydrostatique , au prix d'une combustion de plus en plus rapide des combustibles nucléaires successifs. La fusion produit moins d'énergie par unité de masse à mesure que les noyaux de combustible deviennent plus lourds et que le cœur de l'étoile se contracte et se réchauffe lors du passage d'un combustible à l'autre, de sorte que ces deux processus réduisent également considérablement la durée de vie de chaque combustible de fusion successif.
Jusqu'au stade de combustion de l'hélium, les pertes de neutrinos sont négligeables. Mais à partir de l'étape de combustion du carbone, la réduction de la durée de vie stellaire due à l'énergie perdue sous forme de neutrinos correspond à peu près à l'augmentation de la production d'énergie due au changement de combustible et à la contraction du cœur. Dans les changements successifs de combustible dans les étoiles les plus massives, la réduction de la durée de vie est dominée par les pertes de neutrinos. Par exemple, une étoile de 25 masses solaires brûle de l'hydrogène dans le noyau pendant 10 7 ans, de l'hélium pendant 10 6 ans et du carbone pendant 10 3 ans seulement.
Évolution stellaire
Lors de la fusion de l'hélium , les étoiles forment un noyau inerte riche en carbone et en oxygène. Le noyau inerte atteint finalement une masse suffisante pour s'effondrer en raison de la gravitation, tandis que la combustion de l'hélium se déplace progressivement vers l'extérieur. Cette diminution du volume du noyau inerte élève la température jusqu'à la température d'inflammation du carbone. Cela augmentera la température autour du noyau et permettra à l'hélium de brûler dans une coque autour du noyau. À l'extérieur, une autre coquille brûle de l'hydrogène. La combustion du carbone qui en résulte fournit de l'énergie à partir du noyau pour restaurer l' équilibre mécanique de l'étoile . Cependant, l'équilibre n'est que de courte durée; dans une étoile de 25 masses solaires, le processus utilisera la majeure partie du carbone du noyau en seulement 600 ans. La durée de ce processus varie considérablement en fonction de la masse de l'étoile.
Les étoiles de moins de 8 à 9 masses solaires n'atteignent jamais une température centrale suffisamment élevée pour brûler du carbone, finissant plutôt leur vie sous forme de naines blanches carbone-oxygène après que les éclairs d'hélium de la coquille expulsent doucement l'enveloppe externe dans une nébuleuse planétaire .
Dans les étoiles dont la masse est comprise entre 8 et 12 masses solaires, le noyau carbone-oxygène est dans des conditions dégénérées et l'allumage du carbone a lieu dans un flash de carbone , qui ne dure que quelques millisecondes et perturbe le noyau stellaire. Dans les derniers stades de cette combustion nucléaire, ils développent un vent stellaire massif, qui éjecte rapidement l'enveloppe extérieure dans une nébuleuse planétaire laissant derrière eux un noyau de naine blanche O-Ne-Na-Mg d'environ 1,1 masse solaire. Le noyau n'atteint jamais une température suffisamment élevée pour une combustion par fusion d'éléments plus lourds que le carbone.
Les étoiles de plus de 12 masses solaires commencent à brûler du carbone dans un noyau non dégénéré et, après épuisement du carbone, procèdent au processus de combustion au néon une fois que la contraction du noyau inerte (O, Ne, Na, Mg) augmente suffisamment la température.
Voir également
- Processus alpha
- Détonation de carbone
- Cycle CNO
- Processus de gravure au néon
- Réaction en chaîne proton-proton
- Processus triple-alpha