Un destello de helio es una fusión nuclear descontrolada térmica muy breve de grandes cantidades de helio en carbono a través del proceso triple alfa en el núcleo de estrellas de baja masa (entre 0,8 masas solares ( M ☉ ) y 2,0 M ☉ [1] ) durante su fase de gigante roja . Se predice que el Sol experimentará un destello 1.200 millones de años después de que abandone la secuencia principal . Un proceso de fusión de helio descontrolado mucho más raro también puede ocurrir en la superficie de estrellas enanas blancas en acreción .
Las estrellas de baja masa no producen suficiente presión gravitacional para iniciar la fusión normal del helio. A medida que se agota el hidrógeno del núcleo, parte del helio que queda se compacta y forma materia degenerada , que se ve reforzada por la presión mecánica cuántica en lugar de la presión térmica para evitar el colapso gravitacional . La posterior fusión de la capa de hidrógeno aumenta aún más la masa del núcleo hasta que alcanza una temperatura de aproximadamente 100 millones de kelvin , que es lo suficientemente alta como para iniciar la fusión del helio (o "combustión de helio") en el núcleo.
Sin embargo, una cualidad fundamental de la materia degenerada es que los aumentos de temperatura no producen un aumento de la presión de la materia hasta que la presión térmica se vuelve tan alta que excede la presión de degeneración. En las estrellas de la secuencia principal, la expansión térmica regula la temperatura del núcleo, pero en los núcleos degenerados esto no ocurre. La fusión de helio aumenta la temperatura, lo que aumenta la tasa de fusión, lo que aumenta aún más la temperatura en una reacción descontrolada que rápidamente se extiende por todo el núcleo. Esto produce un destello de fusión de helio muy intenso que dura solo unos minutos [2] , pero durante ese tiempo, produce energía a una tasa comparable a toda la galaxia, la Vía Láctea . [2]
En el caso de las estrellas normales de baja masa, la enorme liberación de energía hace que gran parte del núcleo salga de su estado de degeneración, lo que le permite expandirse térmicamente. Esto consume la mayor parte de la energía total liberada por el destello de helio [2] , y cualquier energía sobrante es absorbida por las capas superiores de la estrella. Por lo tanto, el destello de helio es en su mayor parte indetectable mediante la observación y se describe únicamente mediante modelos astrofísicos. Después de la expansión y el enfriamiento del núcleo, la superficie de la estrella se enfría y se contrae rápidamente en tan solo 10.000 años hasta que alcanza aproximadamente el 2% de su radio y luminosidad anteriores. Se estima que el núcleo de helio degenerado por electrones pesa aproximadamente el 40% de la masa de la estrella y que el 6% del núcleo se convierte en carbono [2] .
Durante la fase de gigante roja de la evolución estelar en estrellas con menos de 2,0 M ☉ la fusión nuclear del hidrógeno cesa en el núcleo a medida que se agota, dejando un núcleo rico en helio. Mientras la fusión del hidrógeno continúa en la capa de la estrella provocando una continuación de la acumulación de helio en el núcleo, haciendo que el núcleo sea más denso, la temperatura todavía no puede alcanzar el nivel requerido para la fusión del helio, como sucede en estrellas más masivas. Por lo tanto, la presión térmica de la fusión ya no es suficiente para contrarrestar el colapso gravitacional y crear el equilibrio hidrostático que se encuentra en la mayoría de las estrellas. Esto hace que la estrella comience a contraerse y aumente su temperatura hasta que finalmente se comprime lo suficiente para que el núcleo de helio se convierta en materia degenerada . Esta presión de degeneración finalmente es suficiente para detener un mayor colapso del material más central, pero el resto del núcleo continúa contrayéndose y la temperatura continúa aumentando hasta que alcanza un punto (≈1 × 10 8 K ) en la que el helio puede encenderse y comenzar a fusionarse. [4] [5] [6]
La naturaleza explosiva del destello de helio surge de que ocurre en materia degenerada. Una vez que la temperatura alcanza los 100 millones–200 millones de kelvin y comienza la fusión del helio mediante el proceso triple alfa , la temperatura aumenta rápidamente, lo que aumenta aún más la tasa de fusión del helio y, debido a que la materia degenerada es un buen conductor del calor , amplía la región de reacción.
Sin embargo, como la presión de degeneración (que es puramente una función de la densidad) predomina sobre la presión térmica (proporcional al producto de la densidad por la temperatura), la presión total depende sólo débilmente de la temperatura. Por lo tanto, el aumento drástico de la temperatura sólo provoca un ligero aumento de la presión, por lo que no hay expansión estabilizadora por enfriamiento del núcleo.
Esta reacción descontrolada aumenta rápidamente hasta alcanzar aproximadamente 100 mil millones de veces la producción normal de energía de la estrella (durante unos pocos segundos) hasta que la temperatura aumenta hasta el punto en que la presión térmica vuelve a ser dominante, eliminando la degeneración. El núcleo puede entonces expandirse y enfriarse y continuará una combustión estable de helio. [7]
Una estrella con una masa superior a 2,25 M☉ comienza a quemar helio sin que su núcleo se degenere, por lo que no presenta este tipo de destello de helio. En una estrella de masa muy baja (menos de 0,5 M☉ ) , el núcleo nunca está lo suficientemente caliente como para encender helio. El núcleo de helio degenerado seguirá contrayéndose y finalmente se convertirá en una enana blanca de helio .
El destello de helio no se puede observar directamente en la superficie mediante radiación electromagnética. El destello se produce en el núcleo profundo de la estrella y el efecto neto será que toda la energía liberada será absorbida por todo el núcleo, lo que hará que el estado degenerado se vuelva no degenerado. Los cálculos anteriores indicaban que en algunos casos sería posible una pérdida de masa no disruptiva [8] , pero los modelos estelares posteriores que tienen en cuenta la pérdida de energía de los neutrinos indican que no se produce tal pérdida de masa [9] [10] .
En una estrella de una masa solar, se estima que el destello de helio libera aproximadamente5 × 10 41 J , [11] o aproximadamente el 0,3% de la liberación de energía de un Supernova tipo Ia de 1,5 × 10 44 J , [12] que se desencadena por una ignición análoga de la fusión de carbono en una enana blanca de carbono-oxígeno.
Cuando el gas hidrógeno se acumula en una enana blanca desde una estrella compañera binaria, el hidrógeno puede fusionarse para formar helio en un rango estrecho de tasas de acreción, pero la mayoría de los sistemas desarrollan una capa de hidrógeno sobre el interior degenerado de la enana blanca. Este hidrógeno puede acumularse para formar una capa cerca de la superficie de la estrella. Cuando la masa de hidrógeno se vuelve lo suficientemente grande, la fusión descontrolada causa una nova . En algunos sistemas binarios donde el hidrógeno se fusiona en la superficie, la masa de helio acumulada puede arder en un destello de helio inestable. En ciertos sistemas binarios, la estrella compañera puede haber perdido la mayor parte de su hidrógeno y donar material rico en helio a la estrella compacta. Nótese que destellos similares ocurren en las estrellas de neutrones. [ cita requerida ]
Los destellos de helio en la capa son un evento de ignición de helio algo análogo, pero mucho menos violento y no descontrolado, que tiene lugar en ausencia de materia degenerada. Ocurren periódicamente en estrellas gigantes asintóticas en una capa fuera del núcleo. Esto ocurre al final de la vida de una estrella en su fase gigante. La estrella ha quemado la mayor parte del helio disponible en el núcleo, que ahora está compuesto de carbono y oxígeno. La fusión de helio continúa en una capa delgada alrededor de este núcleo, pero luego se detiene a medida que el helio se agota. Esto permite que la fusión de hidrógeno comience en una capa por encima de la capa de helio. Después de que se acumula suficiente helio adicional, la fusión de helio se vuelve a encender, lo que lleva a un pulso térmico que finalmente hace que la estrella se expanda y brille temporalmente (el pulso en luminosidad se retrasa porque la energía de la fusión de helio reiniciada tarda varios años en llegar a la superficie [13] ). Estos pulsos pueden durar unos pocos cientos de años y se cree que ocurren periódicamente cada 10.000 a 100.000 años. [13] Después del destello, la fusión de helio continúa a un ritmo de decaimiento exponencial durante aproximadamente el 40% del ciclo a medida que se consume la capa de helio. [13] Los pulsos térmicos pueden hacer que una estrella se desprenda de capas circunestelares de gas y polvo. [ cita requerida ]
Casi toda la energía del destello es absorbida por el titánico levantamiento de pesas necesario para sacar el núcleo de su condición de enana blanca.