Il processo di combustione del carbonio è una reazione nucleare che avviene nel nucleo di stelle massicce in condizioni di temperatura e pressione tremende. La combustione del carbonio inizia solo verso la fine della vita di una stella. Perché una stella alla fine possa accumulare una pressione sufficiente nel suo nucleo per avviare la combustione del carbonio, deve contenere almeno quattro masse solari alla sua nascita. La combustione del carbonio inizia solo dopo che grandi porzioni dell’idrogeno e dell’elio della stella sono state bruciate.
L’elemento più abbondante nell’universo è l’idrogeno. Quindi, la maggior parte delle stelle inizia la propria vita costituita principalmente da idrogeno. Quando la fusione nucleare si accende nel nucleo di una giovane stella, l’idrogeno inizia lentamente a bruciare, i suoi nuclei atomici si fondono in elio attraverso la catena pp – nelle stelle la massa del Sole o meno – o il ciclo CNO – nelle stelle più massicce . Questa è la reazione nucleare che genera il calore e la luce del Sole che vediamo quando usciamo ogni giorno.
A seconda delle dimensioni della stella, brucia il suo combustibile nucleare a una velocità diversa. Le stelle più massicce hanno centri più densi e più caldi e bruciano il loro carburante più velocemente. Alcune delle stelle più grandi esauriscono la maggior parte del loro combustibile a idrogeno entro pochi milioni di milioni di anni, mentre si prevede che il Sole continuerà a fondere l’idrogeno per 4.5 miliardi di anni e le stelle più leggere fonderanno l’idrogeno per un trilione di anni. Quando la “cenere” di elio si accumula, alla fine raggiunge la densità critica per causare l’accensione dell’elio. I sottoprodotti della combustione dell’elio sono carbonio e ossigeno.
Man mano che il carbonio e l’ossigeno si accumulano nel nucleo della stella in milioni di anni di combustione di elio, alla fine una grande percentuale dell’elio si esaurisce e il nucleo della stella si raffredda, incapace di generare più energia nucleare. Questo raffreddamento provoca la contrazione del nucleo, aumentando ulteriormente la densità e la pressione. Nelle stelle al di sopra di circa quattro masse solari, vengono raggiunte la temperatura e la densità necessarie per la combustione del carbonio. Questo riscalda il nucleo della stella e si espande fino a diventare una supergigante rossa.
La combustione del carbonio è uno dei motivi principali per cui esistono elementi più pesanti del carbonio nell’universo. La reazione principale è costituita da diversi componenti. In uno, due nuclei di carbonio si fondono per formare un atomo di neon e un atomo di elio. Alla fine, questi si scompongono in sodio e idrogeno, quindi magnesio e un neutrone libero. A causa di tutti i processi nucleari in corso simultaneamente nel nucleo della stella, vengono prodotte grandi quantità di neon, ossigeno e magnesio. L’intero processo di combustione del carbonio richiede solo circa 1000 anni.
Se la stella ha tra le quattro e le otto masse solari di materiale, espellerà il suo strato esterno mentre la combustione del carbonio si esaurisce, creando una nebulosa planetaria e lasciando dietro di sé un nucleo di nana bianca. Se ha più di otto masse solari, alla fine inizierà la combustione del neon, la fase successiva nell’evoluzione delle stelle massicce.