1. Gravité et pression:
* inférieure de gravité: Les étoiles de masse inférieure ont une traction moins gravitationnelle, entraînant une pression plus faible dans leurs noyaux. Cette pression inférieure entraîne des températures centrales plus basses.
* Pression inférieure: La pression dans le cœur d'une étoile est cruciale pour fusionner des éléments plus lourds. Sans pression suffisante, les noyaux ne peuvent pas surmonter leur répulsion électrostatique et leur fusible.
2. Seuil de température et de fusion:
* Température du noyau inférieure: La température centrale des étoiles de masse inférieure n'est tout simplement pas assez élevée pour initier la fusion du carbone. La fusion de carbone nécessite une température d'environ 600 millions de kelvin, ce qui est beaucoup plus élevé que les températures centrales de ces étoiles.
* Seuil de fusion: Chaque élément a un seuil de température spécifique pour que la fusion se produise. Le seuil de fusion du carbone est significativement plus élevé que celui de l'hydrogène et de l'hélium, qui sont les principaux carburants des étoiles de masse inférieure.
3. Consommation et évolution de carburant:
* Fusion d'hydrogène et d'hélium: Les étoiles de masse inférieure fusionnent principalement l'hydrogène dans l'hélium et fusionnent plus tard l'hélium en carbone. Ils n'ont pas assez de masse pour atteindre la température requise pour la fusion de carbone.
* chronologie évolutive: Après avoir épuisé leur carburant d'hydrogène et d'hélium, les étoiles de masse inférieure évoluent en nains blancs. Ils n'ont pas assez de masse pour surmonter la pression de dégénérescence des électrons et continuer à fusionner des éléments plus lourds.
4. Chandrasekhar Limite:
* Limite de masse: La limite de Chandrasekhar est une masse critique pour une naine blanche, environ 1,4 masses solaires. Les étoiles en dessous de cette limite ne peuvent pas enflammer la fusion de carbone et devenir des naines blanches.
en résumé:
Les étoiles de masse inférieure ne sont pas en mesure de déclencher la fusion de carbone en raison de leur température centrale plus basse, de leur pression insuffisante et de leur masse limitée. Ces étoiles atteignent un point où leurs températures centrales ne sont pas suffisamment chaudes pour surmonter la barrière Coulomb pour la fusion de carbone, empêchant la fusion supplémentaire d'éléments plus lourds.
