1. Gravità e pressione:
* Gravità inferiore: Le stelle di massa più bassa hanno un tiro meno gravitazionale, con conseguente minore pressione nei loro nuclei. Questa pressione più bassa porta a temperature del nucleo più basse.
* Pressione inferiore: La pressione nel nucleo di una stella è cruciale per fondere elementi più pesanti. Senza una pressione sufficiente, i nuclei non possono superare la loro repulsione elettrostatica e fusibile.
2. Soglia di temperatura e fusione:
* Temperatura del nucleo inferiore: La temperatura centrale delle stelle di massa inferiore non è semplicemente abbastanza alta da iniziare la fusione di carbonio. La fusione del carbonio richiede una temperatura di circa 600 milioni di Kelvin, che è molto più elevata delle temperature fondamentali di queste stelle.
* Soglia di fusione: Ogni elemento ha una soglia di temperatura specifica per la fusione. La soglia di fusione di carbonio è significativamente più alta di quella dell'idrogeno ed elio, che sono i carburanti primari delle stelle di massa inferiore.
3. Consumo di carburante ed evoluzione:
* Fusione di idrogeno ed elio: Le stelle di massa inferiore si fondono principalmente idrogeno nell'elio e successivamente si fondono l'elio in carbonio. Non hanno abbastanza massa per raggiungere la temperatura richiesta per la fusione del carbonio.
* Cronologia evolutiva: Dopo aver esaurito il loro idrogeno ed elio, le stelle di massa inferiore si evolvono in nani bianchi. Non hanno abbastanza massa per superare la pressione di degenerazione degli elettroni e continuare a fondere elementi più pesanti.
4. Limite Chandrasekhar:
* Limite di massa: Il limite Chandrasekhar è una massa critica per un nano bianco, circa 1,4 masse solari. Le stelle al di sotto di questo limite non possono accendere la fusione del carbonio e diventare nane bianche.
In sintesi:
Le stelle di massa inferiore non sono in grado di accendere la fusione di carbonio a causa della loro temperatura del nucleo inferiore, della pressione insufficiente e della massa limitata. Queste stelle raggiungono un punto in cui le loro temperature fondamentali non sono abbastanza calde da superare la barriera di Coulomb per la fusione del carbonio, impedendo l'ulteriore fusione di elementi più pesanti.
