Un núcleo estelar es la región densa y extremadamente caliente en el centro de una estrella. Para una estrella ordinaria de secuencia principal , la región central 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 automantiene las condiciones en equilibrio térmico e hidrostático . La temperatura mínima requerida para la fusión del hidrógeno estelar supera los 10 7 K (10 MK ), mientras que la densidad en el núcleo del Sol ha terminado100 g/cm 3 . El núcleo está rodeado por la envoltura estelar, que transporta energía desde el núcleo a la atmósfera estelar desde 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 mediante 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 central alcanza el equilibrio térmico después de aproximadamente 100 millones (10 8 ) [2] [ verificación necesaria ] años y se vuelve radiativa. [3] Esto significa que la energía generada se transporta fuera del núcleo mediante radiación y conducción en lugar de mediante 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 .
En masas estelares más bajas , la capa de convección exterior ocupa una proporción cada vez mayor de la envoltura, y para estrellas con una masa de alrededor0,35 M ☉ (35% de la masa del Sol) o menos (incluidas las estrellas fallidas ) toda la estrella es convectiva, incluida la región central. [4] Estas estrellas de muy baja masa (VLMS) ocupan el rango tardío de las estrellas de secuencia principal de tipo M , o enanas rojas . Los VLMS forman el componente estelar principal de la Vía Láctea con más del 70% de la población total. El extremo de baja masa del rango del VLMS alcanza aproximadamente0,075 M ☉ , por debajo del cual no se produce la fusión del hidrógeno ordinario (no deuterio ) y el objeto se denomina enana marrón . La temperatura de la región central de un VLMS disminuye al disminuir la masa, mientras que la densidad aumenta. Para una estrella con0,1 M ☉ , la temperatura central es de aproximadamente5 MK mientras la densidad sea alrededor500 gramos cm -3 . Incluso en el extremo inferior del rango de temperatura, el hidrógeno y el helio de la región del núcleo están completamente ionizados. [4]
Por debajo de aproximadamente 1,2 M ☉ , la producción de energía en el núcleo estelar se produce predominantemente a través de la reacción en cadena protón-protón , un proceso que solo requiere 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, sólo el 1,5% de la energía neta proviene del ciclo CNO. Para las estrellas de 1,5 M ☉ donde la temperatura central 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 de la estrella. Esto da como resultado un gradiente térmico más fuerte, lo que crea inestabilidad convectiva. Por lo tanto, la región central es convectiva para estrellas por encima de aproximadamente 1,2 M ☉ . [6]
Para todas las masas de estrellas, 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, lo que a su vez hace que aumente la luminosidad de la estrella. La vida útil de la fase de fusión del hidrógeno del núcleo disminuye a medida que aumenta la masa estelar. Para una estrella con la masa del Sol, este período es de unos diez mil millones de años. En5 M ☉ la vida útil es de 65 millones de años mientras que en25 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 puede sostenerse y comienza a colapsar. Se calienta y se vuelve lo suficientemente caliente como para que el hidrógeno en una capa fuera del núcleo comience la fusión. El núcleo continúa colapsando y las capas exteriores de la estrella se expanden. En esta etapa, la estrella es una subgigante . Las estrellas de muy baja masa nunca se vuelven 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, y la masa del núcleo de helio aumenta lentamente a partir de la fusión de la capa de hidrógeno. Con el tiempo, el núcleo se degenera, donde la fuente dominante de presión central es la presión de degeneración de electrones , y la estrella se expande hacia la rama de 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 exceso convectivo . Cuando cesa la fusión del núcleo, el núcleo comienza a colapsar y es tan grande que la energía gravitacional 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 en proceso de fusión, pero su temperatura se mantiene mediante la fusión de una capa circundante, existe una masa máxima llamada límite de Schönberg-Chandrasekhar . Cuando la masa supera ese límite, el núcleo colapsa y las capas exteriores de la estrella se expanden rápidamente hasta convertirse en una gigante roja . En estrellas de hasta aproximadamente 2 M ☉ , esto ocurre sólo unos pocos millones de años después de que la estrella se convierte en subgigante. Las estrellas de más de 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, abandonará la secuencia principal y evolucionará a lo largo de la rama de 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 constantemente la masa del núcleo de helio, lo que hará que la temperatura de la capa que se fusiona con el hidrógeno aumente hasta que pueda generar energía a través del ciclo de CNO. Debido a la sensibilidad a la temperatura del proceso CNO, esta capa de fusión de hidrógeno será más delgada que antes. Estrellas convectivas no centrales por encima de 1,2 M ☉ que han consumido el hidrógeno de su núcleo a través del proceso CNO, contraen sus núcleos y evolucionan directamente hacia la etapa gigante. El aumento de masa y densidad del núcleo de helio hará que la estrella aumente de tamaño y luminosidad a medida que evoluciona hacia la rama de gigante roja. [10]
Para estrellas en el rango de masas0,4–1,5 M ☉ , el núcleo de helio se degenera antes de que esté lo suficientemente caliente como para que el helio comience a fusionarse. 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 " flash 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 gaseoso normal. El núcleo que se fusiona con helio se expande y la densidad disminuye a aproximadamente 10 3 − 10 4 g cm −3 , mientras que la envoltura estelar sufre una contracción. La estrella se encuentra ahora en la rama horizontal , y la fotosfera muestra una rápida disminución de la luminosidad combinada con un aumento de la temperatura efectiva . [11]
En las estrellas más masivas de la secuencia principal con convección central, el helio producido por la fusión se mezcla en toda la zona convectiva. Una vez consumido el hidrógeno central, se agota efectivamente en toda la región de convección. En este punto, el núcleo de helio comienza a contraerse y comienza la fusión del hidrógeno junto con una capa alrededor del perímetro, que luego agrega gradualmente más helio al núcleo inerte. [7] En masas estelares arriba2,25 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 proviniendo de la capa de fusión de hidrógeno. [7]
Para las estrellas de más de 10 M ☉ , la fusión del helio en el núcleo comienza inmediatamente cuando la secuencia principal llega a su fin. Alrededor del núcleo de helio se forman dos capas de fusión de hidrógeno: una delgada capa interna de ciclo de CNO y una capa externa de cadena de pp. [13]