Diferencia entre revisiones de «Proceso triple-alfa»

Esta reacción nuclear de [[fusión nuclear|fusión]] sólosolo ocurre a velocidades apreciables a temperaturas por encima de 100 000 000 [[kelvin]] y en núcleos estelares con una gran abundancia de helio. Por tanto, este proceso solo es posible en las [[estrella]]s más viejas, donde el helio producido por las cadenas protón-protón y el ciclo CNO se ha acumulado en el núcleo. Cuando todo el hidrógeno presente se ha consumido, el núcleo se colapsa hasta que se alcanzan las temperaturas necesarias para iniciar la fusión de helio.

Para masas estelares menores, el helio acumulado en el núcleo previene el colapso estelar mediante la presión de [[Degeneración (física)|degeneración]] electrónica (''véase'' [[Principio de exclusión de Pauli]]). Por tanto, el volumen del núcleo depende solo de la densidad y no de la presión. Una consecuencia de este hecho es que una vez que una estrella pequeña ha llegado a ésteeste estado, solo puede ir aumentando la temperatura del núcleo hasta que se llega al punto de ignición del helio. Ya que la velocidad de este proceso depende fuertemente de la temperatura, y sin una expansión estelar que la disminuya, dicha velocidad aumenta exponencialmente, consumiéndose del 60 al 80 % del helio presente en pocos minutos. En ese momento se liberan cantidades inmensas de energía cuando la alta temperatura provoca la expansión repentina de la estrella, dando lugar al llamado "flash de helio". Este proceso solo se da en estrellas de masa menor a 1,4 M_Sol, el [[límite de Chandrasekhar]].