Uma estrela funde hélio com berílio na seqüência principal?

Quando uma estrela terminar de fundir todo o seu hidrogênio em hélio, começará a fundir o hélio em berílio e assim sucessivamente até o ferro.

Quando a estrela está se fundindo ao berílio, a estrela ainda estará na fase principal da sequência e, nesse ponto, começará a crescer na fase gigante vermelha, ou não existe uma regra para quando ela começará a crescer?

O que define a sequência principal?

As estrelas principais da sequência são caracterizadas pela fusão de hidrogênio em seus núcleos, seja através da cadeia próton-próton (para estrelas de menor massa) ou do ciclo CNO (para estrelas com mais de 1,5 vezes a massa do Sol). Fora do núcleo, nenhuma fusão significativa ocorre; as camadas externas estão envolvidas no transporte de energia radiativa ou convectiva, mas não na geração de energia. Em geral, se a fusão de hidrogênio estiver ocorrendo no núcleo, dizemos que uma estrela ainda está na sequência principal.

Isso muda nas estrelas que evoluem da sequência principal. Alguns gigantes vermelhos de baixa massa podem fundir hidrogênio em hélio através do ciclo CNO em uma camada fora de um núcleo de hélio amplamente não reativo; isso é chamado de queima de concha . Nas estrelas mais massivas, elementos mais pesados ​​(por exemplo, hélio, carbono etc.) são fundidos no interior do núcleo, e a queima de conchas continua nas camadas externas. Por exemplo, em uma estrela de massa relativamente alta que está na fase de sequência pós-principal de sua vida, você pode ver oxigênio, néon, carbono, hélio e hidrogênio sendo fundidos em camadas sucessivas cada vez mais distantes do núcleo.

Um equívoco comum é que uma estrela consome todo o seu hidrogênio antes de sair da sequência principal; isso não é verdade. Simplesmente consome a maior parte do hidrogênio em seu núcleo; ainda há muito nas camadas externas, o que torna possível a fusão da casca.

Evolução pós-sequência principal

Vamos considerar estrelas de cerca de uma massa solar. À medida que a fusão de hidrogênio para no núcleo (agora degenerado), a fonte de pressão que mantém a estrela em equilíbrio hidrostático desaparece. A queima de hidrogênio começa em uma concha ao redor do núcleo. Depois de algum tempo, o núcleo começa a se contrair, o envelope externo se expande e diz-se que a estrela está no galho gigante vermelho. Eventualmente, as temperaturas aumentam até o ponto em que o processo triplo alfa pode ocorrer e ocorre um flash de hélio, marcando o início do ramo horizontal e da fusão de hélio através do processo triplo alfa. A queima da concha de hidrogênio continua.

Como você notará - e como já foi dito - as estrelas não fundem hélio com berílio em nenhum grau significativo durante qualquer parte desse processo ou após a evolução da sequência principal em geral. É endotérmico; o processo triplo-alfa é exotérmico.

Uma estrela funde hélio com berílio na seqüência principal?

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Isso aumenta muito a probabilidade de um terceiro núcleo de hélio-4 combinado com um núcleo de berílio-8 de vida curta para formar carbono-12. Isto é estável. O próximo estágio após a queima do hidrogênio é a queima tripla de hélio (o processo alfa triplo ), basicamente ignorando o berílio, exceto como intermediário.

Quando a estrela está se fundindo ao berílio, a estrela ainda estará na fase principal da sequência e, nesse ponto, começará a crescer na fase gigante vermelha, ou não existe uma regra para quando ela começará a crescer?

Uma estrela deixa a sequência principal bem antes de começar a fundir hélio. Deixa a sequência principal quando a estrela não pode mais sustentar a fusão de hidrogênio no núcleo. Isso acontece quando o núcleo fica vazio de hidrogênio. Neste ponto, o hélio deixado para trás pela fusão de hidrogênio é essencialmente cinza. A fusão de hidrogênio prossegue na borda do núcleo (queima de conchas), mas o núcleo esgotado de hidrogênio neste momento é frio demais para fundir hélio em carbono (não berílio). Então ele entra em colapso e gradualmente fica mais quente.

A estrela começa a fundir hélio com carbono (e também oxigênio) se a massa da estrela pós-sequência principal for grande o suficiente. Nesse ponto, o gigante vermelho entra em colapso e se comporta quase como uma estrela principal da sequência com uma segunda vida. Essa segunda vida não dura muito, no entanto.