# Fusão nuclear do carbono

A fusão nuclear do carbono é uma reação nuclear de fusão que se dá em estrelas massivas (com no mínimo 4 M$_{Sol}$ desde seu nascimento) que já tenham usado todos os elementos químicos mais leves em processos de fusão nuclear em seu núcleo. Para isto se requerem temperaturas de 6×10$^8$ K e densidades de 2×10$^8$ kg/m$^3$.

## Reações

As principais reações envolvidas na fusão nuclear do carbono são:
| → | $^{24}$Mg + γ |
| → | $^{23}$Mg + n |
| → | $^{23}$Na + $^1$H |
| → | $^{20}$Ne + $^4$He |
| → | $^{16}$O + 2 $^4$He |

## Energias produzidas e absorvidas

| $^{12}$C + $^{12}$C | → | $^{20}$Ne + $^4$He + 4.617 MeV |
| $^{12}$C + $^{12}$C | → | $^{23}$Na + $^1$H + 2.241 MeV |
| $^{12}$C + $^{12}$C | → | $^{23}$Mg + n - 2.599 MeV (endotérmica) (citado como -0.70 MeV) |
Alternativamente, com menor probabilidade
| $^{12}$C + $^{12}$C | → | $^{24}$Mg + γ + 13,93 MeV |
| $^{12}$C + $^{12}$C | → | $^{16}$O + 2 $^4$He -0.48 MeV (endotérmica) |
| $^{12}$C + $^{12}$C | → | $^{16}$O + $^8$Be -0.208 MeV (endotérmica) |
Enquanto está em fusão o hélio, a estrela cria um núcleo inerte de carbono e oxigênio. Uma vez esgotado o hélio no núcleo por ser transmutado em carbono, este se colapsa devido ao encerramento das fusões de hélio, que existiam em equilíbrio com a gravidade, ainda que as camadas superiores se expandam. O volume no núcleo diminui, como conseqüência aumenta a densidade e temperatura do núcleo aos níveis necessários para que o carbono possa entrar em fusão. Uma vez começada a fusão do carbono a temperatura no núcleo da estrela se eleva mais ainda, permitindo que o hidrogênio e o hélio situados nas camadas superiores passem novamente por um processo de fusão. Em consequência destes processos, aumenta o tamanho da estrela.
Ao fundir-se o carbono, os produtos da reação (O, Mg, Ne) se acumulam em um novo núcleo inerte. Depois de uns tantos milhares de anos, o núcleo transmutado se esfria e se contrai novamente. Esta contração eleva de novo a temperatura e a densidade permitindo que o neônio possa fundir-se (ver fusão nuclear do neônio). Estas novas temperaturas permitem ademais que haja camadas de carbono, hélio e hidrogênio, externas ao núcleo, que entrem em fusão também.
Para temperaturas da ordem de 0,8 a 1,0 bilhões de kelvin, a fusão do carbono processa-se em equilíbrio hidrostático. Para temperaturas maiores que 2 bilhões de kelvin a fusão ocorre em escala hidrodinâmica. Na explosão, o choque aquece a matéria ainda não queimada, iniciando a fusão e acelerando-a. O material processado expande e esfria, interrompendo as reações termonucleares.
Neste ponto, estrelas com massas entre 4 e 8 vezes a massa do sol se desestabilizam e expulsam as camadas exteriores, restando uma anã branca.
Estrelas ainda mais massivas podem proceder com o processo de fusão nuclear do oxigênio e subsequentemente com a fusão do silício.

## Desenvolvimento

Tem-se estudado numericamente o efeito da convecção na fusão hidrostática do carbono em núcleos degenerados com massa de 1,4 M$_{Sol}$.
Diversas implicações deste processo estelar tem sido estudados, inclusive, sua importância nos raios cósmicos, especialmente nas reações $^{12}$C(α, γ)$^{16}$O e a fusão $^{12}$C + $^{12}$C.
Examina-se a possibilidade de anomalias isotópicas para elementos pesados em meteoritos serem sintetizados em captura de nêutrons durante a fusão explosiva do carbono.