Le processus de combustion du carbone est une réaction nucléaire qui se produit dans le cœur des étoiles massives dans des conditions de température et de pression énormes. La combustion du carbone ne commence qu’à la fin de la vie d’une étoile. Pour qu’une étoile finisse par accumuler suffisamment de pression dans son noyau pour initier la combustion du carbone, elle doit contenir au moins quatre masses solaires à sa naissance. La combustion du carbone ne commence qu’après que de grandes parties de l’hydrogène et de l’hélium de l’étoile aient été brûlées.
L’élément le plus abondant dans l’univers est l’hydrogène. Ainsi, la plupart des étoiles commencent leur vie composées principalement d’hydrogène. Au fur et à mesure que la fusion nucléaire s’enflamme dans le cœur d’une jeune étoile, l’hydrogène commence lentement à brûler, ses noyaux atomiques fusionnés en hélium à travers la chaîne pp – dans les étoiles la masse du Soleil ou moins – ou le cycle CNO – dans les étoiles plus massives . C’est la réaction nucléaire qui génère la chaleur et la lumière du Soleil que nous voyons lorsque nous sortons tous les jours.
Selon la taille de l’étoile, elle brûle son combustible nucléaire à un rythme différent. Les étoiles plus massives ont des centres plus denses et plus chauds et brûlent leur carburant plus rapidement. Certaines des plus grandes étoiles épuisent la majeure partie de leur carburant hydrogène en seulement quelques millions de millions d’années, tandis que le Soleil devrait continuer à fusionner de l’hydrogène pendant 4.5 milliards d’années, et les étoiles les plus légères fusionneront de l’hydrogène pendant un billion d’années. Au fur et à mesure que les cendres d’hélium s’accumulent, elles atteignent finalement la densité critique pour provoquer l’inflammation de l’hélium. Les sous-produits de la combustion de l’hélium sont le carbone et l’oxygène.
Au fur et à mesure que le carbone et l’oxygène s’accumulent dans le cœur de l’étoile au cours de millions d’années de combustion d’hélium, un grand pourcentage de l’hélium finit par s’épuiser et le cœur de l’étoile se refroidit, incapable de générer plus d’énergie nucléaire. Ce refroidissement provoque la contraction du noyau, augmentant encore la densité et la pression. Dans les étoiles au-dessus d’environ quatre masses solaires, la température et la densité nécessaires sont atteintes pour la combustion du carbone. Cela réchauffe le noyau de l’étoile et elle se dilate pour devenir une supergéante rouge.
La combustion du carbone est l’une des principales raisons pour lesquelles il existe des éléments plus lourds que le carbone dans l’univers. La réaction principale est constituée de plusieurs composants. Dans l’un, deux noyaux de carbone fusionnent pour former un atome de néon et un atome d’hélium. Finalement, ceux-ci se décomposent en sodium et hydrogène, puis en magnésium et un neutron libre. En raison de tous les processus nucléaires en cours simultanément dans le noyau de l’étoile, de grandes quantités de néon, d’oxygène et de magnésium sont produites. L’ensemble du processus de combustion du carbone ne prend que 1000 ans environ.
Si l’étoile a entre quatre et huit masses solaires de matière, elle expulsera sa couche externe à mesure que la combustion du carbone s’épuise, créant une nébuleuse planétaire et laissant derrière elle un noyau de naine blanche. S’il a plus de huit masses solaires, il finira par initier la combustion du néon, la prochaine étape de l’évolution des étoiles massives.