Un destello de helio es una fusión nuclear térmica descontrolada 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 descontrolada de helio 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 en materia degenerada , sostenida contra el colapso gravitacional por la presión de la mecánica cuántica en lugar de la presión térmica . La posterior fusión de la capa de hidrógeno aumenta aún más la masa del núcleo hasta que alcanza aproximadamente 100 millones de Kelvin , que es lo suficientemente caliente como para iniciar la fusión de helio (o "quema 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 llega a ser 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 velocidad de fusión, lo que aumenta aún más la temperatura en una reacción desbocada que rápidamente se extiende por todo el núcleo. Esto produce un destello de fusión de helio muy intenso que dura sólo unos minutos, [2] pero durante ese tiempo produce energía a un ritmo comparable al de toda la Vía Láctea . [2]
En el caso de estrellas normales de baja masa, la enorme liberación de energía hace que gran parte del núcleo salga de su degeneración, permitiéndole 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 prácticamente indetectable mediante 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 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 alrededor del 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 de 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 que 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 aún no puede alcanzar el nivel requerido para la fusión del helio, como ocurre en estrellas más masivas. Por 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 aumentar su temperatura hasta que eventualmente se comprime lo suficiente como 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 alcanzar un punto (≈1 × 10 8 K ) en el que el helio puede encenderse y comenzar a fusionarse. [4] [5] [6]
La naturaleza explosiva del destello de helio surge de que tiene lugar en materia degenerada. Una vez que la temperatura alcanza entre 100 y 200 millones de Kelvin y la fusión del helio comienza mediante el proceso triple alfa , la temperatura aumenta rápidamente, elevando aún más la velocidad de fusión del helio y, debido a que la materia degenerada es un buen conductor del calor , ampliando la región de reacción.
Sin embargo, dado que la presión de degeneración (que es puramente función de la densidad) domina la presión térmica (proporcional al producto de la densidad y la temperatura), la presión total depende sólo débilmente de la temperatura. Por lo tanto, el dramático aumento de la temperatura sólo provoca un ligero aumento de la presión, por lo que no hay una expansión de enfriamiento estabilizadora del núcleo.
Esta reacción descontrolada aumenta rápidamente a aproximadamente 100 mil millones de veces la producción normal de energía de la estrella (durante unos segundos) hasta que la temperatura aumenta hasta el punto en que la presión térmica vuelve a ser dominante, eliminando la degeneración. Luego, el núcleo puede expandirse y enfriarse y continuará la combustión estable de helio. [7]
Una estrella con una masa superior a aproximadamente 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 muy baja masa (menos de aproximadamente 0,5 M ☉ ), el núcleo nunca está lo suficientemente caliente como para encender el helio. El núcleo de helio degenerado seguirá contrayéndose y finalmente se convertirá en una enana blanca de helio .
El destello de helio no es observable directamente en la superficie mediante radiación electromagnética. El destello ocurre en el núcleo profundo de la estrella, y el efecto neto será que toda la energía liberada es absorbida por todo el núcleo, lo que hace que el estado degenerado se vuelva no degenerado. Cálculos anteriores indicaron 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 existe 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 un1,5 × 10 44 J supernova tipo Ia , [12] que se desencadena por una ignición análoga de la fusión de carbono en una enana blanca carbono-oxígeno.
Cuando se acumula gas hidrógeno en una enana blanca procedente de 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 provoca 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. Tenga en cuenta que se producen destellos similares en las estrellas de neutrones. [ cita necesaria ]
Los destellos de helio en cáscaras son un evento de ignición de helio no desbocado, algo análogo pero mucho menos violento, que tiene lugar en ausencia de materia degenerada. Ocurren periódicamente en estrellas ramificadas 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 del helio continúa en una capa delgada alrededor de este núcleo, pero luego se apaga cuando el helio se agota. Esto permite que la fusión del hidrógeno comience en una capa por encima de la capa de helio. Después de que se acumula suficiente helio adicional, se reinicia la fusión de helio, lo que genera un pulso térmico que eventualmente hace que la estrella se expanda y brille temporalmente (el pulso de luminosidad se retrasa porque la energía de la fusión de helio reiniciada tarda varios años en alcanzar el superficie [13] ). Estos pulsos pueden durar unos cientos de años y se cree que ocurren periódicamente cada 10.000 a 100.000 años. [13] Después del destello, la fusión del helio continúa a un ritmo de decadencia 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 arroje capas circunestelares de gas y polvo. [ cita necesaria ]
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.