destello de helio

Un destello de helio _es una fusión nuclear 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 1200 millones de años después de abandonar la secuencia principal . Un proceso de fusión de helio descontrolada mucho más raro también puede ocurrir en la superficie de estrellas enanas blancas en acreción .

Las estrellas de baja masa no generan suficiente presión gravitacional para iniciar la fusión normal del helio. A medida que se agota el hidrógeno en el núcleo, parte del helio restante se compacta en materia degenerada , sostenida contra el colapso gravitacional por la presión 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 una temperatura de aproximadamente 100 millones de kelvin , lo suficientemente alta como para iniciar la fusión del helio (o "combustión de helio") en el núcleo.

Sin embargo, una propiedad 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 supera 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 incrementa la tasa de fusión, que a su vez aumenta aún más la temperatura en una reacción descontrolada que se extiende rápidamente por todo el núcleo. Esto produce un destello de fusión de helio muy intensa que dura solo unos minutos, ^{[ 2 ]} pero durante ese tiempo, produce energía a una tasa comparable a la de toda la Vía Láctea . ^{[ 2 ]}

En el caso de las estrellas normales de baja masa, la enorme liberación de energía provoca que gran parte del núcleo salga de la 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 restante es absorbida por las capas superiores de la estrella. Por lo tanto, el destello de helio es en su mayor parte indetectable mediante observación y se describe únicamente mediante modelos astrofísicos. Tras la expansión y el enfriamiento del núcleo, la superficie de la estrella se enfría y contrae rápidamente en tan solo 10 000 años hasta alcanzar aproximadamente el 2 % de su radio y luminosidad anteriores. Se estima que el núcleo de helio degenerado en electrones pesa alrededor del 40 % de la masa de la estrella y que el 6 % del núcleo se convierte en carbono. ^{[ 2 ]}

Los subdestellos son inestabilidades pulsacionales que ocurren después del destello principal de helio. Son impulsados ​​por estrellas que no tienen límites convectivos o radiativos bien definidos. ^{[ 3 ]} Los subdestellos pueden durar desde varias horas hasta días y pueden ocurrir durante muchos años, siendo cada destello posterior generalmente más débil. ^{[ 3 ]} Los subdestellos pueden detectarse aplicando transformadas de Fourier a los datos de la curva de luz. ^{[ 4 ]}

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. La fusión del hidrógeno continúa en una capa que rodea el núcleo, lo que provoca una acumulación continua de helio en el núcleo. Esto hace que el núcleo sea más denso, pero su temperatura aún 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 la presión gravitacional y lograr el equilibrio hidrostático que se encuentra en la mayoría de las estrellas. Esto hace que la estrella comience a contraerse y a aumentar su temperatura hasta que finalmente 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 que alcanza≈1 × 10 ⁸ K  , punto en el que el helio puede encenderse y comenzar a fusionarse. ^{[ 6 ] [ 7 ] [ 8 ]}

La naturaleza explosiva del destello de helio se debe a que tiene lugar en materia degenerada. Una vez que la temperatura alcanza los 100-200 millones de kelvin y comienza la fusión de helio mediante el proceso triple alfa , la temperatura aumenta rápidamente, incrementando aún más la tasa de fusión de helio y, dado que la materia degenerada es un buen conductor del calor , ampliando la región de reacción. Sin embargo, como la presión de degeneración (que depende exclusivamente de la densidad) predomina sobre la presión térmica (proporcional al producto de la densidad y la temperatura), la presión total depende solo ligeramente de la temperatura. Por lo tanto, el drástico aumento de la temperatura solo provoca un ligero aumento de la presión, por lo que no se produce una expansión de enfriamiento estabilizadora del núcleo.

Esta reacción descontrolada alcanza rápidamente una producción de energía aproximadamente 100 mil millones de veces superior a la producción normal 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. El núcleo puede entonces expandirse y enfriarse, y continuará una combustión estable de helio. ^{[ 9 ]}

_{Una estrella con una} masa superior a aproximadamente 2,25 M☉ comienza a quemar helio antes de que su núcleo se vuelva degenerado, 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 alcanza la temperatura suficiente 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 directamente observable en la superficie mediante radiación electromagnética. El destello ocurre en el núcleo, en lo profundo de la estrella, y el efecto neto será que toda la energía liberada sea absorbida por el núcleo, lo que provoca que el estado degenerado se vuelva no degenerado. Cálculos anteriores indicaron que una pérdida de masa no disruptiva sería posible en algunos casos, ^{[ 10 ]} pero modelos estelares posteriores que tienen en cuenta la pérdida de energía de los neutrinos indican que no existe tal pérdida de masa. ^{[ 11 ] [ 12 ]}

En una estrella de una masa solar, se estima que el destello de helio libera aproximadamente5 × 10 ⁴¹ J  , ^{[ 13 ]} o aproximadamente el 0,3% de la energía liberada por un Supernova de tipo Ia de 1,5 × 10 ⁴⁴ J , ^{[ 14 ]} que se desencadena por una ignición análoga de fusión de carbono en una enana blanca de carbono-oxígeno.

Cuando el hidrógeno gaseoso se acumula en una enana blanca desde una estrella compañera binaria, puede fusionarse para formar helio dentro de 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 formando una envoltura cerca de la superficie de la estrella. Cuando la masa de hidrógeno alcanza un tamaño 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. Cabe destacar que destellos similares ocurren en estrellas de neutrones.

Los destellos de helio en la capa son un evento de ignición de helio no descontrolado, análogo pero mucho menos violento, que tiene lugar en ausencia de materia degenerada. Ocurren periódicamente en estrellas de la rama gigante asintótica en una capa fuera del núcleo. Esto sucede al final de la vida de una estrella en su fase gigante. La estrella ha consumido 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 comience la fusión de hidrógeno en una capa sobre la capa de helio. Después de que se acumula suficiente helio adicional, la fusión de helio se reactiva, lo que lleva a un pulso térmico que finalmente 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 llegar a la superficie ^{[ 15 ]} ). Dichos pulsos pueden durar unos cientos de años y se cree que ocurren periódicamente cada 10 000 a 100 000 años. ^{[ 15 ]} Después del destello, la fusión de helio continúa a una tasa de decaimiento exponencial durante aproximadamente el 40% del ciclo a medida que se consume la capa de helio. ^{[ 15 ]} Los pulsos térmicos pueden hacer que una estrella desprenda capas circunestelares de gas y polvo.

• Detonación de carbono : Fusión descontrolada en una estrella enana blanca.