¿Por qué las estrellas de la secuencia principal no se expanden continuamente?

Supongo que estás hablando de la evolución de la masa moderada.$1.5 < M/M_{\odot} <4$estrellas después de que abandonan la secuencia principal.

Estas estrellas tienen un núcleo que ahora está hecho de He, rodeado por una capa que quema H.

El núcleo de He comienza con una masa relativamente baja y gradualmente acumula más, debido a la "ceniza" de la capa que quema H que se le agrega.

El núcleo es isotérmico porque no genera energía y se mantiene caliente gracias a la capa superior que quema hidrógeno. Se puede demostrar que este equilibrio es sostenible (a través de un gradiente de densidad) hasta que el núcleo alcanza el límite de Schonberg-Chandrasekhar de alrededor del 15% de la masa estelar total. Es esta fase la que conduce a una progresión lenta de la estrella hacia la derecha en el diagrama HR con una luminosidad casi constante y un radio que aumenta gradualmente.

A medida que crece la masa del núcleo, alcanza y luego supera el límite de Schonberg-Chandrasekhar (en el rango de masa de las estrellas consideradas). Luego, el núcleo comienza a contraerse rápidamente, liberando energía potencial gravitacional que está disponible para levantar la envoltura y cambiar el tamaño rápidamente en la escala de tiempo de contracción del núcleo.

La evolución de las estrellas de menor y mayor masa es diferente. Las estrellas de menor masa logran un núcleo degenerado antes de alcanzar el límite SC. Las estrellas de mayor masa dejan la secuencia principal con un núcleo más alto que el límite SC.

Si realmente estás hablando de estrellas de secuencia principal, entonces parece que hay una premisa falsa. Las estrellas de la secuencia principal se vuelven continuamente más grandes y más luminosas durante su vida útil de la secuencia principal, debido a la composición química cambiante de sus núcleos. Aquí, por ejemplo, están las tendencias esperadas para una estrella como el Sol. Hay una aceleración gradual una vez que agota el hidrógeno, pero no hay discontinuidad. Hay más discontinuidad para las estrellas de mayor masa, como describí anteriormente, que tiene lugar durante la fase subgigante, no al final de la secuencia principal.

Sin embargo, erescorregir que hay una transición relativamente repentina entre la quema de hidrógeno del núcleo y la quema de hidrógeno de la capa (de todos modos, en relación con la vida útil de la secuencia principal). Es más rápido en estrellas de mayor masa; para una estrella como el Sol, la transición aún ocurre durante mil millones de años más o menos. La razón de esto es doble. Primero, el núcleo es convectivo, lo que significa que incluso si el mismo centro agota todo su hidrógeno, se puede mezclar un nuevo suministro de combustible desde más afuera. Esto significa que todas las partes del núcleo se quedan sin hidrógeno casi al mismo tiempo y, una vez que lo hacen, la convección, que es impulsada por la generación de energía, también se detiene. En segundo lugar, la dependencia de la temperatura de las reacciones nucleares es alta, y eso significa que las reacciones de combustión de la cáscara se encienden bastante repentinamente cuando la temperatura de la cáscara alcanza el punto de ignición.

Por supuesto, no puede haber una brecha entre el cese de la quema del núcleo y el comienzo de la quema del caparazón porque se debe mantener el equilibrio hidrostático general, pero la transición de uno a otro es bastante rápida debido a los dos factores anteriores.

Tenga cuidado, esta es más bien una respuesta cualitativa sin muchos detalles o pretensiones de exactitud.

La expansión a una subgigante se está produciendo mientras el núcleo de helio aún no ha comenzado a quemar helio y colapsa en una escala de tiempo térmica. Está en funcionamiento el llamado principio del espejo: cuando las capas debajo de un caparazón en llamas se contraen, las capas por encima del caparazón se expanden. La contracción del núcleo y, por lo tanto, la expansión de toda la estrella se detiene tan pronto como comienza la quema de helio.

Básicamente, hay tres fases distintas: cambios lentos (escala de tiempo nuclear en la secuencia principal), una fase rápida mientras el núcleo de helio colapsa y nuevamente una fase lenta (escala de tiempo nuclear durante la quema de helio). Tenga en cuenta que aquí estoy hablando de cambios en general, no necesariamente de una propiedad física específica, como el radio o la dirección del cambio, por ejemplo, expansión o contracción. Como ejemplo: cuando hay dos capas ardiendo (helio ardiendo en un núcleo de CO dentro de un núcleo de helio con una capa H en la parte superior), la contracción del núcleo conducirá a una contracción de la estrella, mientras que las capas intermedias se expandirán.

La quema de hidrógeno del núcleo es un proceso de autoestabilización. Si se agota la densidad del hidrógeno, el proceso se ralentiza, generando menos calor, de modo que el núcleo se contrae, restaurando la densidad del hidrógeno y la tasa de combustión del hidrógeno. Esto explica la casi constancia de la luminosidad de las estrellas en la secuencia principal. Cuando se agota el hidrógeno en el núcleo, el núcleo de helio se contrae, generando calor que luego el hidrógeno se quema en una capa gruesa que rodea el núcleo. El calor generado por la quema de la capa hace que las capas exteriores se expandan y la estrella se convierte en una subgigante.