1. Gravedad y presión:
* Gravedad más baja: Las estrellas de baja masa tienen menos atracción gravitacional, lo que resulta en una presión más baja en sus núcleos. Esta presión más baja conduce a temperaturas centrales más bajas.
* Presión más baja: La presión en el núcleo de una estrella es crucial para fusionar elementos más pesados. Sin suficiente presión, los núcleos no pueden superar su repulsión y fusible electrostáticos.
2. Temperatura y umbral de fusión:
* Temperatura del núcleo inferior: La temperatura central de las estrellas de baja masa simplemente no es lo suficientemente alta como para iniciar la fusión de carbono. La fusión de carbono requiere una temperatura de aproximadamente 600 millones de kelvin, que es mucho más alta que las temperaturas centrales de estas estrellas.
* umbral de fusión: Cada elemento tiene un umbral de temperatura específico para que ocurra la fusión. El umbral de fusión de carbono es significativamente mayor que el de hidrógeno y helio, que son los combustibles principales de las estrellas de baja masa.
3. Consumo y evolución de combustible:
* Fusión de hidrógeno y helio: Las estrellas de baja masa fusionan principalmente el hidrógeno en helio y luego fusionan el helio en carbono. No tienen suficiente masa para alcanzar la temperatura requerida para la fusión de carbono.
* Línea de tiempo evolutivo: Después de agotar su combustible de hidrógeno y helio, las estrellas de menor masa evolucionan hacia enanas blancas. No tienen suficiente masa para superar la presión de degeneración de electrones y continúan fusionando elementos más pesados.
4. Límite de Chandrasekhar:
* Límite de masa: El límite de Chandrasekhar es una masa crítica para un enano blanco, aproximadamente 1.4 masas solares. Las estrellas por debajo de este límite no pueden encender la fusión de carbono y convertirse en enanos blancos.
En resumen:
Las estrellas de menor masa no pueden encender la fusión de carbono debido a su temperatura central más baja, presión insuficiente y masa limitada. Estas estrellas alcanzan un punto en el que sus temperaturas centrales no son lo suficientemente calientes como para superar la barrera de Coulomb para la fusión de carbono, evitando la fusión adicional de elementos más pesados.
