¿Por qué las estrellas se convierten en gigantes rojas?

(Esto está algo simplificado, pero espero que se entienda la idea).

Las reacciones se detienen en el núcleo porque se queda sin combustible. Durante la secuencia principal, la estrella es sostenida por la fusión de hidrógeno en helio. Eventualmente, el hidrógeno se agota en el centro, por lo que la fusión de hidrógeno ya no es posible allí.

¿Por qué no comienza a fusionar helio en carbono de inmediato? Eso es porque el núcleo aún no está lo suficientemente caliente o denso. Las diferentes reacciones dependen en general de la presencia de diferentes estados resonantes en los núcleos y, en el caso del helio, dicho estado no se puede alcanzar con la suficiente frecuencia hasta que la temperatura central es de aproximadamente$10^8$kelvin

Para calentarse, el núcleo tiene que contraerse y calentarse. Eventualmente lo hace (si la estrella es lo suficientemente masiva), pero no sucede instantáneamente. Recuerde que el gas todavía está caliente y a alta presión, que ejerce sobre sí mismo y su entorno.

Mientras tanto, en el borde del núcleo, la estrella (en parte como resultado de dicha contracción) está lo suficientemente caliente como para convertir el hidrógeno en helio, y así lo hace. Este es exactamente el caparazón de combustión nuclear que distingue la estructura interna de una gigante roja.

Así que tal vez piense en ello de esta manera. Imagina una estrella al final de la secuencia principal. ¿Dónde está lo suficientemente caliente como para fusionar hidrógeno en helio? ¡Por todas partes hasta el borde del núcleo! ¿Se fusiona en el núcleo? No, porque se quedó sin combustible. Entonces, ¿dónde se fusiona? En el borde del núcleo, que reconocemos como el caparazón.

El destino de una estrella depende básicamente de su masa. Toda su variedad de actividades depende de su masa. Si el núcleo de una estrella tiene una masa que está por debajo del límite de Chandraseckhar ($M\sim1.4M_{sun}$), luego está destinado a morir como una enana blanca (o, en realidad, como una enana negra al final). La composición de la enana blanca también depende de la masa original de la estrella. Diferentes masas darán lugar a diferentes composiciones. Más precisamente, cuanto más masiva es la estrella, más pesados ​​son los elementos que componen el objeto final. Esto se debe a que más masa significa más energía potencial gravitacional.

$dU = - \frac{GM(r)dm}{r}$

que a su vez se puede convertir en calor.

La fusión nuclear de hidrógeno comienza, para la reacción protón-protón (que es el proceso dominante para las estrellas similares al Sol) alrededor de$10^7 K$. Este es el valor que permite a las partículas superar su barrera coulombiana (es decir, fusionarse ). Después de la fusión de hidrógeno, cuando la mayor parte del núcleo está compuesto por helio, entonces, por supuesto, la fusión de hidrógeno ya no puede ocurrir. El núcleo comienza a colapsar y se calienta. Para una estrella similar al Sol, hay suficiente masa para comprimir hasta un nivel que calienta el núcleo lo suficiente como para iniciar la quema de He. Pero eso es todo. Cuando también el helio se convierte en carbono, la estrella no tiene suficiente masa para volver a comprimirse hasta un nivel que inicie otra reacción de fusión nuclear. Esta es la razón por la cual las reacciones nucleares centrales se detienen . Para la pregunta sobre la quema de caparazones, es importante entender dos cosas:$(1)$la estructura de capa de una estrella es solo una aproximación, y$(2)$hay un gradiente de temperatura dentro de las estrellas similares al Sol, eso significa que (además de la corona) la temperatura aumenta cuando vas desde el exterior hacia el núcleo. Ahora, si el núcleo se comprime y se calienta tanto como para quemar helio, la capa "fuera" del núcleo (que en un esquema similar a una cebolla estaba dentro del radio del núcleo anterior que quemaba hidrógeno), todavía está lo suficientemente caliente como para quemar hidrógeno. El tamaño del núcleo que quema helio es más pequeño que el núcleo que quema hidrógeno (esto es compresión por definición ). El caparazón todavía tiene suficiente hidrógeno, y actualmente está lo suficientemente profundo dentro de la estrella (eso significa alta temperatura), para permitir la fusión nuclear de hidrógeno. Si la estrella fuera más masiva, podrían suceder más cosas, como la fusión del núcleo de elementos más pesados ​​y más y más capas en llamas.

Eche un vistazo a estos: Ref 1 , Ref 2 .

Ref 3 para algunos números también.

Para una comprensión más fundamental, es útil darse cuenta de las dificultades de fusionar He-4 en C-12. Esto se llama el proceso Triple-Alfa.

Cuando dos núcleos de He-4 (partículas alfa) tienen suficiente energía para superar la barrera de Coulomb y alinear sus secciones transversales, se produce Be-8. El núcleo de Be-8 es tan inestable (debido a que es energéticamente favorable para que los nucleones en cuestión se organicen en dos partículas alfa) que tiene una vida media de alrededor de 10^-17 segundos, que es sorprendentemente breve. Por lo tanto, para producir C-12, tres partículas alfa tienen que unirse casi instantáneamente, dos producen Be-8 y en ese umbral de vida media, una tercera interactúa.

Tómese un momento para pensar en cuán extremas deben ser las condiciones del núcleo para permitir que la probabilidad de que tres partículas alfa se unan e interactúen con éxito casi instantáneamente y que suceda suficientes veces para producir la energía necesaria para sacar el núcleo de la degeneración. . La fusión de helio requiere alrededor de 100 millones de K para comenzar, a diferencia de los 15 millones de K del núcleo del sol (que experimenta una cadena protón-protón en aproximadamente el 99% de las reacciones) en la actualidad. Esta temperatura la proporciona tanto la increíble presión del núcleo degenerado como la energía adicional suministrada por el caparazón.

La fusión de la capa comienza antes del proceso triple alfa porque a medida que el núcleo se contrae y se degenera, hay tanta energía que se irradia desde el núcleo que calienta las capas circundantes inmediatas hasta el punto en que puede comenzar a fusionarse H-a-He, de hecho, hace tanto calor que la fusión del caparazón se realiza mediante el ciclo CNO.

Las capas externas de la estrella se expanden rápidamente ya que hay una enorme cantidad de energía que se irradia desde esta capa, que se está fusionando a una temperatura mucho más alta que la del núcleo actual.

Creo que eres como yo y necesitas una respuesta más sencilla. Si desea una explicación buena y fácil de entender de lo que sucede, consulte "Formación y evolución del sistema solar" en Wikipedia y luego haga clic en 5.3 (El sol y los entornos planetarios). El sol en realidad se expandirá dos veces: una vez, cuando el núcleo se calienta tanto debido a la fusión acelerada de hidrógeno (a medida que el núcleo del sol se calienta, el hidrógeno se quema más rápido) que el hidrógeno en el caparazón alrededor del núcleo comienza a fusionarse (esta fusión de hidrógeno en el caparazón es lo que empuja las capas exteriores a alrededor de 1AU). Luego, después de unos 2 mil millones de años. El núcleo alcanza una densidad/temperatura crítica (debido a la mayor cantidad de helio) que el helio comienza a fusionarse en carbono. En este punto, hay un "destello" de helio. y el sol se encoge hasta unas 11 veces su tamaño original. El helio en el núcleo se fusiona en carbono durante aproximadamente 100 millones de años hasta que sucede lo mismo (excepto que esta vez el hidrógeno y el helio en la capa alrededor del núcleo comienzan a fusionarse y las capas externas se expanden nuevamente. Es después de que el helio comienza a usarse (o "contaminado" con suficiente carbono para detener el proceso de fusión) y no hay suficiente masa para iniciar la fusión de carbono, por lo que se expulsa una nebulosa planetaria y la estrella comienza a "morir".

Le sugiero que lea este artículo en http://www.space.com/ .

Citando de él:

La mayoría de las estrellas del universo son estrellas de secuencia principal, aquellas que convierten hidrógeno en helio a través de la fusión nuclear. Una estrella de secuencia principal puede tener una masa entre un tercio y ocho veces la del sol y eventualmente quemar el hidrógeno en su núcleo. A lo largo de su vida, la presión exterior de la fusión se ha equilibrado con la presión interior de la gravedad. Una vez que la fusión se detiene, la gravedad toma la iniciativa y comprime la estrella más y más pequeña.

Las temperaturas aumentan con la contracción, y finalmente alcanzan niveles en los que el helio puede fusionarse en carbono. Dependiendo de la masa de la estrella, la quema de helio puede ser gradual o puede comenzar con un destello explosivo. La energía producida por la fusión del helio hace que la estrella se expanda hacia afuera muchas veces su tamaño original.

EDITAR: Wikipedia proporciona más información:

Cuando la estrella agota el combustible de hidrógeno en su núcleo, las reacciones nucleares ya no pueden continuar y el núcleo comienza a contraerse debido a su propia gravedad. Esto trae hidrógeno adicional a una zona donde la temperatura y la presión son adecuadas para hacer que la fusión se reanude en una capa alrededor del núcleo. Las temperaturas más altas conducen a un aumento de las tasas de reacción, lo suficiente como para aumentar la luminosidad de la estrella en un factor de 1000 a 10 000. Las capas exteriores de la estrella luego se expanden enormemente, comenzando así la fase de gigante roja de la vida de la estrella.

Mi pregunta es esta: ¡¿Por qué cesa la fusión en el núcleo?! Me parece que a medida que la gravedad aplasta a la estrella, la fusión estelar se reactivaría en el núcleo mismo, no en una esfera alrededor del núcleo. ¿Por qué el núcleo estelar permanece “muerto” mientras su “caparazón” comienza a fusionarse?

Nuestro sol está aproximadamente a la mitad de su "secuencia principal" o la etapa de fusión del hidrógeno. La fusión en el núcleo de una estrella es parte de su equilibrio dinámico .

• El campo gravitacional de la estrella (producido por su masa) tiende a comprimir su masa hacia el núcleo. Cuanto más comprimida está la materia, más caliente se vuelve.

• La liberación de energía producida por la fusión de elementos en el núcleo tiende a dispersar la materia lejos del núcleo. La dispersión de materia desde el núcleo tiende a reducir su temperatura.

El tamaño de una estrella se debe entonces, al menos en parte, al equilibrio dinámico formado en el que las fuerzas de compresión gravitatorias son iguales a las fuerzas expansivas producidas por la fusión. Esto se llama el equilibrio hidrostático de una estrella .

La cantidad de energía que se libera por masa disminuye a medida que se fusionan elementos más pesados. La mayor parte de la energía se libera al fusionar el hidrógeno, se libera menos al fusionar el helio, y así sucesivamente. Eventualmente, se alcanza un punto (fusión de hierro) en el que la cantidad de energía necesaria para fusionar los elementos es mayor que la energía liberada por la reacción de fusión. Se cree que el núcleo de hierro de tales estrellas "no se fusiona" porque si el núcleo se calentara a una temperatura que permitiera la fusión del hierro, la reacción liberaría energía insuficiente para mantener la temperatura.

En este punto, la estrella se vuelve cada vez más incapaz de mantener su equilibrio hidrostático, incluso cuando su masa se condensa. Lo que suceda a continuación depende de cuán masiva sea la estrella y si su campo gravitatorio es lo suficientemente fuerte como para exceder la presión de degeneración de electrones de su masa.