¿Por qué las estrellas se convierten en gigantes rojas?

Descargo de responsabilidad: no soy un astrónomo de carrera. No tengo un telescopio. No tengo credenciales profesionales. Pero encuentro estas cosas fascinantes, y consumo todos los documentales de astronomía que puedo.

Entonces, he visto muchos documentales que describen la evolución estelar. Entiendo que debajo de cierto umbral, la muerte estelar no involucra supernovas. Entiendo que por encima de ese umbral, las supernovas pueden crear estrellas de neutrones, magnetares o (si la supernova califica como hipernova) agujeros negros.

Sin embargo, durante mucho tiempo, tuve curiosidad por saber por qué las estrellas por debajo del umbral de supernova, como nuestro propio Sol, se convierten en Gigantes Rojos.

De los documentales, se me ha indicado que (para las estrellas por debajo del umbral de la supernova), cuando la fusión del núcleo de la estrella no puede continuar ... la fusión cesa y la estrella comienza a colapsar bajo la gravedad.

Cuando la gravedad aplasta la estrella, entiendo que la estrella se calienta cuando la gravedad la aplasta. Como resultado, aunque el núcleo estelar permanece "muerto" (no se produce fusión), una "capa" de gas alrededor del núcleo estelar se calienta lo suficiente como para comenzar a fusionar helio. Dado que la fusión se produce como un "caparazón" alrededor del núcleo estelar, el empuje hacia afuera desde la fusión es lo que empuja aún más las capas externas de la estrella. El resultado es que la estrella se convierte en un gigante rojo.

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

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

Las reacciones se detienen en el núcleo porque se queda sin combustible. Durante la secuencia principal, la estrella es apoyada por la fusión de hidrógeno en helio. Finalmente, 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? Esto se debe a que el núcleo aún no está lo suficientemente caliente o denso. Las diferentes reacciones dependen ampliamente de la presencia de diferentes estados resonantes en los núcleos y, en el caso del helio, dicho estado no puede alcanzarse con la frecuencia suficiente hasta que la temperatura central sea de aproximadamente kelvin.$10^8$

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 aún está caliente y a alta presión, lo que ejerce sobre sí mismo y sus alrededores.

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, por lo que lo hace. Este es exactamente el caparazón de combustión nuclear que distingue la estructura interna de un gigante rojo.

Así que tal vez piense de esta manera. Imagina una estrella al final de la secuencia principal. ¿Dónde hace suficiente calor para fusionar hidrógeno en helio? En todas partes hasta el borde del núcleo! ¿Se fusiona en el núcleo? No, porque no tiene combustible. Entonces, ¿dónde se fusiona? En el borde del núcleo, que reconocemos como el caparazón.

$M\sim1.4M_{sun}$

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

que a su vez se puede convertir en calor.

$10^7 K$$(1)$$(2)$) El caparazón todavía tiene suficiente hidrógeno, y el contemporáneo es 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 proyectiles ardientes.

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 He-4 (partículas alfa) tienen energía suficiente para superar la barrera de Coulomb y alinear sus secciones transversales, produce Be-8. El núcleo Be-8 es tan inestable (debido a que es energéticamente favorable para que los nucleones sujetos estén dispuestos en dos partículas alfa) que tiene una vida media de alrededor de 10 ^ -17 segundos, lo cual es increíblemente 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, un tercero 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 aproximadamente 100 millones de K para comenzar, en comparación con los 15 millones de K del núcleo del sol (que experimenta la cadena protón-protón para aproximadamente el 99% de las reacciones) en la actualidad. Esta temperatura es proporcionada tanto por la increíble presión del núcleo degenerado como por la energía adicional suministrada por la carcasa.

La fusión de Shell comienza antes del proceso de triple alfa porque a medida que el núcleo se contrae y se degenera, se irradia tanta energía desde el núcleo que calienta las capas circundantes inmediatas hasta el punto en que puede comenzar a fusionar H-to-He, de hecho hace tanto calor que la fusión de conchas es por el ciclo CNO.

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

Creo que eres como yo y necesito más la respuesta de un laico. Si desea una explicación buena y fácil de entender de lo que sucede, vea "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 por la fusión acelerada de hidrógeno (a medida que el núcleo del sol se calienta más, 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 externas a aproximadamente 1 UA). 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 "flash" de helio y el sol se contrae hasta aproximadamente 11 veces su tamaño original. El helio en el núcleo se fusiona con el carbono durante aproximadamente 100 millones de años hasta que ocurre el mismo tipo de cosas (excepto que esta vez el hidrógeno y el helio en la cubierta alrededor del núcleo comienzan a fusionarse y hacen que las capas externas se expandan nuevamente. Es después de que el helio comienza a acostumbrarse arriba (o "contaminado" con carbono suficiente para detener el proceso de fusión) y no hay suficiente masa para comenzar la fusión de carbono 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 ello:

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

Las temperaturas aumentan con la contracción, llegando finalmente a niveles donde el helio puede fusionarse en carbono. Dependiendo de la masa de la estrella, la quema de helio puede ser gradual o comenzar con un destello explosivo. La energía producida por la fusión de helio hace que la estrella se expanda hacia afuera hasta 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, por lo que 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 provocar que la fusión se reanude en un caparazón alrededor del núcleo. Las temperaturas más altas conducen a velocidades de reacción crecientes, suficientes para aumentar la luminosidad de la estrella en un factor de 1,000-10,000. Las capas externas de la estrella se expanden enormemente, comenzando así la fase 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 la estrella, la fusión estelar se volvería a encender en el núcleo mismo, no en una esfera alrededor del núcleo. ¿Por qué el núcleo estelar permanece "muerto" mientras que su "caparazón" comienza la fusión?

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 comprimido está el asunto, más caliente se vuelve.

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

El tamaño de una estrella se debe, al menos en parte, al equilibrio dinámico formado en el que las fuerzas de compresión gravitacionales son iguales a las fuerzas expansivas producidas por fusión. Esto se llama 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 cantidad de energía se libera para fusionar hidrógeno, menos se libera al fusionar helio, y así sucesivamente. Finalmente, 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 permita 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 sucede después depende de qué tan masiva sea la estrella y si su campo gravitacional es lo suficientemente fuerte como para exceder la presión de degeneración de electrones de su masa.