¿Por qué no se enfría el núcleo de una estrella cuando se expande como gigante roja?

Question

Cuando una estrella empieza a quedarse sin hidrógeno para fusionar, comienza a colapsar debido a la gravedad hasta que la temperatura del núcleo central se eleva a $10^8~\text{K}$

Entonces, debido a la fuerza generada por la fusión del helio, la estrella se expande de nuevo y se convierte en una gigante roja.

Entonces, ¿por qué la expansión no enfría el núcleo?

Answer 1

En primer lugar, una estrella no se convierte en gigante roja cuando comienza la fusión del helio, sino que se convierte en gigante roja antes, cuando se forma un núcleo degenerado inerte de helio y una cáscara de hidrógeno comienza la fusión. Cuando comienza la fusión del hidrógeno de la cáscara, la estrella se expande hasta convertirse en una gigante roja.

El núcleo es degenerado (sostenido desde el colapso por la presión de degeneración de los electrones) y por lo tanto no puede enfriarse por expansión, como se explica aquí:

http://burro.astr.cwru.edu/Academics/Astr221/LifeCycle/redgiant.html

Posteriormente, comienza la fusión del helio, momento en el que la estrella es una estrella de la rama horizontal, en lugar de una simple gigante roja. En ese momento el núcleo puede enfriarse por expansión, como se explica en la referencia.

Answer 2

La respuesta más sencilla es que para mantener la fusión del helio son necesarias una determinada presión y temperatura. Por lo tanto, dado que la fusión del helio se produce en el núcleo, y que la masa que empuja hacia abajo el núcleo es X desde el punto de vista dinámico, hay que concluir que la temperatura en el núcleo es Y, independientemente del tamaño del núcleo.

Answer 3

Estás confundido. Cuando la estrella se expande hasta convertirse en una gigante roja, está quemando hidrógeno en una cáscara alrededor de un núcleo de He inerte.

La forma de proceder a partir de ahí depende de la masa de la estrella, pero en general, el núcleo se contrae y se calienta para mantener la presión y el equilibrio hidrostático. La envoltura se desplaza hacia el interior, se calienta y aumenta la tasa de combustión nuclear: la estrella se vuelve más luminosa.

Al mismo tiempo, la envoltura se expande: la estrella tiene una mayor luminosidad, pero un radio mucho mayor y, por tanto, una temperatura efectiva más fría: una gigante roja.

Durante toda esta fase, el núcleo de He se calienta más, porque (i) se encoge y el teorema de Virial exige que una fracción de la energía potencial gravitatoria se convierta en energía cinética; (ii) ¡está siendo calentado por una cáscara nuclear que arde a su alrededor!

Tarde o temprano, el núcleo se degenera parcial o totalmente, lo que hace que su presión sea casi independiente de la temperatura, por lo que podría se enfría a un radio constante, pero sigue contrayéndose a medida que cae más ceniza sobre él.

En algún momento se calienta lo suficiente como para encenderlo. Esto puede ocurrir rápidamente; inicialmente el núcleo no se expande si la presión (degenerativa) es independiente de la temperatura, pero finalmente se calienta lo suficiente como para levantar la degeneración, la presión aumenta, el núcleo se expande y la temperatura baja antes de que se establezca la combustión estable de He en el núcleo.

El grado en que esto ocurre depende de la masa de la estrella. En las estrellas de baja masa (por ejemplo, de menos de 2 masas solares), el núcleo puede degenerarse mucho antes de la ignición, lo que da lugar a un proceso de desbordamiento llamado "flash de He", que provoca una drástica expansión y enfriamiento del núcleo. En las estrellas de mayor masa, la ignición del He avanza hacia un equilibrio estable de forma mucho más suave.

Encontré este argumento en una tesis de Gautschy (2012) que muestra la evolución de la estrella en el plano de la densidad central frente a la temperatura. El destello de He tiene lugar en el núcleo de la estrella baja (1,3 $M_{\odot}$ ) de la estrella en el punto A. El núcleo se expande, baja de temperatura y densidad, antes de recuperarse y subir al punto C que marca la combustión estable del núcleo de He. Al mismo tiempo, la luminosidad de la estrella disminuye porque la envoltura de la combustión de H es empujada hacia fuera y se extingue. La estrella de mayor masa no tiene un núcleo altamente degenerado y se expande más suave y lentamente a medida que se produce la ignición del He. La temperatura de su núcleo aumenta gradualmente con una densidad casi constante antes de expandirse y enfriarse un poco antes de asentarse en la rama horizontal de combustión del núcleo de He.