Une étoile fusionne-t-elle de l'hélium au béryllium sur la séquence principale?

Lorsqu'une étoile a fini de fusionner tout son hydrogène en hélium, elle commencera alors à fusionner l'hélium en béryllium et ainsi de suite jusqu'au fer.

Lorsque l'étoile fusionne au béryllium, l'étoile sera-t-elle toujours dans la phase de séquence principale et commencera-t-elle à ce stade à devenir la phase géante rouge, ou n'y a-t-il pas de règle donnée pour quand elle commencera à croître?

Qu'est-ce qui définit la séquence principale?

Les étoiles de la séquence principale sont caractérisées par une fusion d'hydrogène dans leurs noyaux, soit à travers la chaîne proton-proton (pour les étoiles de masse inférieure) ou le cycle CNO (pour les étoiles plus d'environ 1,5 fois la masse du Soleil). En dehors du noyau, aucune fusion significative n'a lieu; les couches externes participent au transport d'énergie radiatif ou convectif, mais pas à la production d'énergie. En général, si la fusion d'hydrogène se produit dans le cœur, nous disons qu'une étoile est toujours sur la séquence principale.

Cela change dans les étoiles qui évoluent hors de la séquence principale. Certaines géantes rouges de faible masse peuvent fusionner l'hydrogène et l'hélium via le cycle CNO dans une couche à l'extérieur d'un noyau d'hélium en grande partie non réactif; on parle alors de brûlage d'obus . Dans les étoiles plus massives, des éléments plus lourds (par exemple l'hélium, le carbone, etc.) sont fondus à l'intérieur du noyau, et la combustion des coquilles continue dans les couches externes. Par exemple, dans une étoile de masse assez élevée qui est loin dans la phase de séquence post-principale de sa vie, vous pourriez voir de l'oxygène, du néon, du carbone, de l'hélium et de l'hydrogène fusionnés en couches successives de plus en plus loin du cœur.

Une idée fausse commune est qu'une étoile utilise tout son hydrogène avant de quitter la séquence principale; ce n'est pas vrai. Il utilise simplement la majorité de l'hydrogène dans son cœur; il y a encore beaucoup dans les couches externes, ce qui rend possible la fusion de la coque.

Evolution de la séquence post-principale

Prenons les étoiles d'environ une masse solaire. Alors que la fusion de l'hydrogène s'arrête dans le noyau (maintenant dégénéré), la source de pression qui maintient l'étoile en équilibre hydrostatique disparaît. La combustion de l'hydrogène commence dans une coquille autour du noyau. Après un certain temps, le noyau commence à se contracter, l'enveloppe extérieure se dilate et l'étoile serait sur la branche géante rouge. Finalement, les températures augmentent au point où le processus triple-alpha peut se produire, et un éclair d'hélium se produit, marquant le début de la branche horizontale et de la fusion de l'hélium via le processus triple-alpha. La combustion de la coquille d'hydrogène se poursuit.

Comme vous le remarquerez - et comme d'autres l'ont dit - les étoiles ne fusionnent pas l' hélium au béryllium à un degré significatif au cours de n'importe quelle partie de ce processus, ou l'évolution de la séquence post-principale en général. C'est endothermique; le processus triple-alpha est exothermique.

Une étoile fusionne-t-elle de l'hélium au béryllium sur la séquence principale?

Les étoiles ne fusionnent pas l' hélium au béryllium sauf comme une étape intermédiaire très, très courte vers le carbone. La fusion hélium-hélium pour former du béryllium est endothermique: elle consomme de l'énergie. Pour aggraver les choses, le béryllium-8 qui en résulte a une demi-vie extrêmement courte, inférieure à$10^{-16}$

Cela augmente considérablement la probabilité qu'un troisième noyau d'hélium-4 se combine avec un noyau de béryllium-8 à courte durée de vie pour former du carbone-12. C'est stable. L'étape suivante après la combustion de l'hydrogène est donc la combustion à triple hélium (le processus triple alpha ), contournant essentiellement le béryllium sauf en tant qu'intermédiaire.

Lorsque l'étoile fusionne au béryllium, l'étoile sera-t-elle toujours dans la phase de séquence principale et commencera-t-elle à ce stade à devenir la phase géante rouge, ou n'y a-t-il pas de règle donnée pour quand elle commencera à croître?

Une étoile quitte la séquence principale bien avant de commencer la fusion de l'hélium. Il quitte la séquence principale lorsque l'étoile ne peut plus supporter la fusion d'hydrogène dans le cœur. Cela se produit lorsque le noyau devient vide d'hydrogène. À ce stade, l'hélium laissé par la fusion de l'hydrogène est essentiellement de la cendre. La fusion de l'hydrogène se déroule sur le bord du cœur (combustion de la coquille), mais le cœur appauvri en hydrogène à ce stade est beaucoup trop froid pour fusionner l'hélium au carbone (pas le béryllium). Il s'effondre donc et devient progressivement plus chaud.

L'étoile commence à fusionner l'hélium au carbone (et également à l'oxygène) si la masse de l'étoile de la séquence principale est suffisamment grande. À ce stade, la géante rouge s'effondre et se comporte presque comme une étoile de séquence principale avec une seconde vie. Cette seconde vie ne dure cependant pas très longtemps.