¿Una estrella fusiona helio a berilio en la secuencia principal?

Cuando una estrella ha terminado de fusionar todo su hidrógeno en helio, comenzará a fusionar helio en berilio y así sucesivamente hasta el hierro.

Cuando la estrella se está fusionando con el berilio, ¿seguirá la estrella en la fase de secuencia principal y en ese momento comenzará a crecer en la fase gigante roja, o no hay una regla dada para cuándo comenzará a crecer?

¿Qué define la secuencia principal?

Las estrellas de secuencia principal se caracterizan por la fusión de hidrógeno en sus núcleos, ya sea a través de la cadena protón-protón (para estrellas de menor masa) o el ciclo CNO (para estrellas de más de aproximadamente 1,5 veces la masa del Sol). Fuera del núcleo, no se produce una fusión significativa; Las capas externas están involucradas en el transporte de energía radiactiva o convectiva, pero no en la generación de energía. En general, si se produce fusión de hidrógeno en el núcleo, decimos que una estrella todavía está en la secuencia principal.

Esto cambia en las estrellas que evolucionan fuera de la secuencia principal. Algunos gigantes rojos de baja masa pueden fusionar hidrógeno a helio a través del ciclo CNO en una capa fuera de un núcleo de helio en gran medida no reactivo; Esto se conoce como quema de conchas . En las estrellas más masivas, los elementos más pesados ​​(p. Ej., Helio, carbono, etc.) se fusionan dentro del núcleo y la quema de conchas continúa en las capas externas. Por ejemplo, en una estrella de masa bastante alta que está muy lejos de la fase de secuencia posterior a la principal de su vida, es posible que vea oxígeno, neón, carbono, helio e hidrógeno fusionados en capas sucesivas cada vez más lejos del núcleo.

Un error común es que una estrella usa todo su hidrógeno antes de abandonar la secuencia principal; esto no es verdad. Simplemente usa la mayoría del hidrógeno en su núcleo; todavía hay un montón en las capas externas, que es lo que hace posible la fusión de conchas.

Evolución posterior a la secuencia principal

Consideremos las estrellas de alrededor de una masa solar. Cuando la fusión de hidrógeno se detiene en el núcleo (ahora degenerado), la fuente de presión que mantiene a la estrella en equilibrio hidrostático se desvanece. La quema de hidrógeno comienza en un caparazón alrededor del núcleo. Después de un tiempo, el núcleo comienza a contraerse, la envoltura externa se expande y se dice que la estrella está en la rama gigante roja. Finalmente, las temperaturas aumentan hasta el punto en que puede ocurrir el proceso de triple alfa, y se produce un destello de helio, que marca el comienzo de la rama horizontal y la fusión de helio a través del proceso de triple alfa. La combustión de la cáscara de hidrógeno continúa.

Como notarás, y como otros han dicho, las estrellas no fusionan helio a berilio en ningún grado significativo durante ninguna parte de este proceso, o la evolución de la secuencia posterior al principal en general. Es endotérmico; El proceso triple alfa es exotérmico.

¿Una estrella fusiona helio a berilio en la secuencia principal?

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Esto aumenta enormemente la probabilidad de que un tercer núcleo de helio-4 se combine con un núcleo de berilio-8 de corta duración para formar carbono-12. Esto es estable La siguiente etapa después de la combustión de hidrógeno es, por lo tanto, la combustión de triple helio (el proceso triple alfa ), esencialmente evitando el berilio, excepto como intermediario.

Cuando la estrella se está fusionando con el berilio, ¿seguirá la estrella en la fase de secuencia principal y en ese momento comenzará a crecer en la fase gigante roja, o no hay una regla dada para cuándo comenzará a crecer?

Una estrella deja la secuencia principal mucho antes de que comience a fusionar helio. Sale de la secuencia principal cuando la estrella ya no puede mantener la fusión de hidrógeno en el núcleo. Esto sucede cuando el núcleo queda vacío de hidrógeno. En este punto, el helio dejado por la fusión de hidrógeno es esencialmente ceniza. La fusión de hidrógeno se produce en el borde del núcleo (quema de caparazón), pero el núcleo empobrecido en hidrógeno en este punto es demasiado frío para fusionar helio con carbono (no berilio). Entonces se derrumba y gradualmente se calienta.

La estrella comienza a fusionar helio con carbono (y también oxígeno) si la masa de la estrella posterior a la secuencia principal es lo suficientemente grande. En este punto, el gigante rojo se derrumba y se comporta casi como una estrella de secuencia principal con una segunda vida. Sin embargo, esa segunda vida no dura mucho.