Un núcleo estelar es la región extremadamente caliente y densa en el centro de una estrella. Para una estrella ordinaria de la secuencia principal , la región del núcleo es el volumen donde las condiciones de temperatura y presión permiten la producción de energía a través de la fusión termonuclear de hidrógeno en helio . Esta energía a su vez contrarresta la masa de la estrella que presiona hacia adentro; un proceso que mantiene por sí mismo las condiciones en equilibrio térmico e hidrostático . La temperatura mínima requerida para la fusión de hidrógeno estelar supera los 10 7 K (10 MK ), mientras que la densidad en el núcleo del Sol es superior100 g/cm 3 . El núcleo está rodeado por la envoltura estelar, que transporta energía desde el núcleo hasta la atmósfera estelar , donde se irradia al espacio. [1]
Las estrellas de secuencia principal se distinguen por el mecanismo primario de generación de energía en su región central, que une cuatro núcleos de hidrógeno para formar un solo átomo de helio a través de la fusión termonuclear . El Sol es un ejemplo de esta clase de estrellas. Una vez que se forman estrellas con la masa del Sol , la región del núcleo alcanza el equilibrio térmico después de unos 100 millones (10 8 ) [2] [ verificación necesaria ] de años y se vuelve radiativa. [3] Esto significa que la energía generada se transporta fuera del núcleo a través de radiación y conducción en lugar de a través del transporte de masa en forma de convección . Por encima de esta zona de radiación esférica se encuentra una pequeña zona de convección justo debajo de la atmósfera exterior .
A menor masa estelar , la capa de convección exterior ocupa una proporción cada vez mayor de la envoltura, y para estrellas con una masa de alrededor de0,35 M ☉ (35% de la masa del Sol) o menos (incluyendo estrellas fallidas ) toda la estrella es convectiva, incluida la región del núcleo. [4] Estas estrellas de muy baja masa (VLMS) ocupan el rango tardío de las estrellas de secuencia principal de tipo M , o enanas rojas . Las VLMS forman el componente estelar primario de la Vía Láctea en más del 70% de la población total. El extremo de baja masa del rango de las VLMS alcanza aproximadamente0,075 M ☉ , por debajo de la cual no se produce la fusión de hidrógeno ordinario (no deuterio ) y el objeto se denomina enana marrón . La temperatura de la región del núcleo de una VLMS disminuye con la disminución de la masa, mientras que la densidad aumenta. Para una estrella con0,1 M ☉ , la temperatura central es de aproximadamente5 MK mientras que la densidad es de alrededor500 g cm −3 . Incluso en el extremo inferior del rango de temperatura, el hidrógeno y el helio en la región del núcleo están completamente ionizados. [4]
Por debajo de 1,2 M☉ aproximadamente , la producción de energía en el núcleo estelar se realiza predominantemente a través de la reacción en cadena protón-protón , un proceso que requiere solo hidrógeno. Para las estrellas por encima de esta masa, la generación de energía proviene cada vez más del ciclo CNO , un proceso de fusión de hidrógeno que utiliza átomos intermediarios de carbono, nitrógeno y oxígeno. En el Sol, solo el 1,5% de la energía neta proviene del ciclo CNO. Para las estrellas a 1,5 M☉ donde la temperatura del núcleo alcanza los 18 MK, la mitad de la producción de energía proviene del ciclo CNO y la otra mitad de la cadena pp. [5] El proceso CNO es más sensible a la temperatura que la cadena pp, y la mayor parte de la producción de energía se produce cerca del centro mismo de la estrella. Esto da como resultado un gradiente térmico más fuerte, que crea inestabilidad convectiva. Por lo tanto, la región del núcleo es convectiva para las estrellas por encima de aproximadamente 1,2 M☉ . [6]
En el caso de las estrellas de cualquier masa, a medida que se consume el hidrógeno del núcleo, la temperatura aumenta para mantener el equilibrio de presión. Esto da como resultado una tasa creciente de producción de energía, que a su vez hace que aumente la luminosidad de la estrella. La duración de la fase de fusión del hidrógeno del núcleo disminuye con el aumento de la masa estelar. Para una estrella con la masa del Sol, este período es de alrededor de diez mil millones de años.5 M ☉ la vida útil es de 65 millones de años mientras que25 M ☉ el período de fusión del hidrógeno del núcleo es de sólo seis millones de años. [7] Las estrellas más longevas son enanas rojas totalmente convectivas, que pueden permanecer en la secuencia principal durante cientos de miles de millones de años o más. [8]
Una vez que una estrella ha convertido todo el hidrógeno de su núcleo en helio, el núcleo ya no es capaz de sostenerse a sí mismo y comienza a colapsar. Se calienta y alcanza la temperatura suficiente para que el hidrógeno en una capa fuera del núcleo comience a fusionarse. El núcleo continúa colapsando y las capas externas de la estrella se expanden. En esta etapa, la estrella es una subgigante . Las estrellas de masa muy baja nunca se convierten en subgigantes porque son completamente convectivas. [9]
Las estrellas con masas entre aproximadamente 0,4 M☉ y 1 M☉ tienen pequeños núcleos no convectivos en la secuencia principal y desarrollan gruesas capas de hidrógeno en la rama subgigante. Pasan varios miles de millones de años en la rama subgigante, con la masa del núcleo de helio aumentando lentamente a partir de la fusión de la capa de hidrógeno. Finalmente, el núcleo se degenera, donde la fuente dominante de presión del núcleo es la presión de degeneración de electrones , y la estrella se expande hacia la rama gigante roja. [9]
Las estrellas con masas más altas tienen núcleos al menos parcialmente convectivos mientras están en la secuencia principal, y desarrollan un núcleo de helio relativamente grande antes de agotar el hidrógeno en toda la región convectiva, y posiblemente en una región más grande debido al sobreimpulso convectivo . Cuando cesa la fusión del núcleo, el núcleo comienza a colapsar y es tan grande que la energía gravitatoria en realidad aumenta la temperatura y la luminosidad de la estrella durante varios millones de años antes de que se caliente lo suficiente como para encender una capa de hidrógeno. Una vez que el hidrógeno comienza a fusionarse en la capa, la estrella se enfría y se considera una subgigante. Cuando el núcleo de una estrella ya no está experimentando fusión, pero su temperatura se mantiene por la fusión de una capa circundante, hay una masa máxima llamada límite de Schönberg-Chandrasekhar . Cuando la masa excede ese límite, el núcleo colapsa y las capas externas de la estrella se expanden rápidamente para convertirse en una gigante roja . En estrellas de hasta aproximadamente 2 M ☉ , esto ocurre solo unos pocos millones de años después de que la estrella se convierte en una subgigante. Las estrellas más masivas que 2 M ☉ tienen núcleos por encima del límite de Schönberg-Chandrasekhar antes de abandonar la secuencia principal. [9]
Una vez que el suministro de hidrógeno en el núcleo de una estrella de baja masa con al menos0,25 M ☉ [8] se agota, dejará la secuencia principal y evolucionará a lo largo de la rama gigante roja del diagrama de Hertzsprung-Russell . Aquellas estrellas en evolución con hasta aproximadamente 1,2 M ☉ contraerán su núcleo hasta que el hidrógeno comience a fusionarse a través de la cadena pp junto con una capa alrededor del núcleo de helio inerte, pasando a lo largo de la rama subgigante . Este proceso aumentará de manera constante la masa del núcleo de helio, lo que hará que la capa de fusión de hidrógeno aumente de temperatura hasta que pueda generar energía a través del ciclo CNO. Debido a la sensibilidad a la temperatura del proceso CNO, esta capa de fusión de hidrógeno será más delgada que antes. Las estrellas convectivas sin núcleo por encima de 1,2 M ☉ que han consumido su hidrógeno central a través del proceso CNO, contraen sus núcleos y evolucionan directamente a la etapa gigante. El aumento de la masa y la densidad del núcleo de helio hará que la estrella aumente de tamaño y luminosidad a medida que evoluciona hacia la rama gigante roja. [10]
Para estrellas en el rango de masa0,4–1,5 M ☉ , el núcleo de helio se degenera antes de que esté lo suficientemente caliente como para que el helio comience la fusión. Cuando la densidad del helio degenerado en el núcleo es suficientemente alta, alrededor de10 7 g cm −3 con una temperatura de aproximadamente10 9 K − sufre una explosión nuclear conocida como " destello de helio ". Este evento no se observa fuera de la estrella, ya que la energía liberada se utiliza por completo para elevar el núcleo desde la degeneración electrónica al estado de gas normal. El núcleo de helio en fusión se expande, con la densidad disminuyendo a aproximadamente 10 3 − 10 4 g cm −3 , mientras que la envoltura estelar sufre una contracción. La estrella está ahora en la rama horizontal , con la fotosfera mostrando una rápida disminución de la luminosidad combinada con un aumento de la temperatura efectiva . [11]
En las estrellas de la secuencia principal más masivas con convección en el núcleo, el helio producido por fusión se mezcla en toda la zona convectiva. Una vez que se consume el hidrógeno del núcleo, se agota de manera efectiva en toda la región de convección. En este punto, el núcleo de helio comienza a contraerse y comienza la fusión de hidrógeno junto con una capa alrededor del perímetro, que luego agrega constantemente más helio al núcleo inerte. [7] En masas estelares superiores a2,25 M ☉ , el núcleo no se degenera antes de iniciar la fusión del helio. [12] Por lo tanto, a medida que la estrella envejece, el núcleo continúa contrayéndose y calentándose hasta que se puede mantener un proceso triple alfa en el centro, fusionando el helio en carbono. Sin embargo, la mayor parte de la energía generada en esta etapa continúa viniendo de la capa de fusión de hidrógeno. [7]
En las estrellas de más de 10 M ☉ , la fusión de helio en el núcleo comienza inmediatamente cuando la secuencia principal llega a su fin. Se forman dos capas de fusión de hidrógeno alrededor del núcleo de helio: una capa interna delgada de ciclo CNO y una capa externa de cadena pp. [13]