Nucleosíntesi estel·lar: diferència entre les revisions

Acabada la fusió de l'heli el nucli torna a comprimir-se i a elevar la seva temperatura. Dels tres elements que majoritàriament componen el nucli en aquest estadi, carboni i oxigen en un 90% més una mica de neó, és el carboni el què té la temperatura de fusió més baixa, uns 600 milions de graus ('''6·10⁸ K'''). Arribats a aquesta temperatura i a una densitat d'uns '''2×10⁸ kg/m³''', els àtoms de carboni comencen a reaccionar entre si donant lloc a diversos elements més pesats a través d'una sèrie de canals de sortida distints. La durada d'aquesta etapa serà de l'ordre d'uns centenars d'anys podent arribar als 1.000 anys. Les reaccions més probables són les quèque surten en requadre en el diagrama. La del [[sodi]]-23 té un 56% d'ocurrència i la del [[neó]]-20 un 44%. Els protons i les partícules alfa emeses en sengles reaccions seran ràpidament recapturats pel carboni, l'oxigen, el neó i el mateix sodi. Aquestes reabsorcions tot just si tenen efectes energètics significatius però quant a la nucleosíntesi sí que ho són, ja que faran que el sodi no estigui present entre els elements residuals de la combustió del carboni. Pel que fa a l'oxigen, si bé es forma bastant poc, se suma al que ja s'havia format durant el procés triple alfa. Tot això farà que quedi un nucli d'oxigen-16, neó-20, magnesi-24 i algunes traces de [[silici]]-28. La composició de les cendres d'aquesta etapa és fonamentalment la següent: