As estrelas da massa inferior são incapazes de acender combustíveis nucleares mais maciços como o carbono devido a uma combinação de fatores:

1. Gravidade e pressão:

* Gravidade inferior: Estrelas de massa inferior têm menos tração gravitacional, resultando em menor pressão em seus núcleos. Essa pressão mais baixa leva a temperaturas mais baixas do núcleo.
* Pressão inferior: A pressão no núcleo de uma estrela é crucial para fundir elementos mais pesados. Sem pressão suficiente, os núcleos não podem superar sua repulsão e fusível eletrostático.

2. Limiar de temperatura e fusão:

* Temperatura do núcleo inferior: A temperatura central das estrelas da massa inferior simplesmente não é alta o suficiente para iniciar a fusão de carbono. A fusão de carbono requer uma temperatura de aproximadamente 600 milhões de Kelvin, que é muito maior que as temperaturas centrais dessas estrelas.
* limiar de fusão : Cada elemento possui um limiar de temperatura específico para que a fusão ocorra. O limiar de fusão do carbono é significativamente maior que o de hidrogênio e hélio, que são os primeiros combustíveis de estrelas de massa inferior.

3. Consumo de combustível e evolução:

* hidrogênio e fusão de hélio: Estrelas de massa inferior fundem principalmente o hidrogênio no hélio e depois fundem o hélio em carbono. Eles não têm massa suficiente para atingir a temperatura necessária para a fusão de carbono.
* Linha do tempo evolutiva: Depois de esgotar seu hidrogênio e combustível de hélio, as estrelas da massa inferior evoluem para anões brancos. Eles não têm massa suficiente para superar a pressão de degeneração de elétrons e continuar fundindo elementos mais pesados.

4. Chandrasekhar Limite:

* Limite de massa: O limite de Chandrasekhar é uma massa crítica para uma anã branca, aproximadamente 1,4 massas solares. Estrelas abaixo desse limite não podem acender a fusão de carbono e se tornar anãs brancas.

em resumo:

As estrelas da massa inferior são incapazes de acender a fusão de carbono devido à sua menor temperatura do núcleo, pressão insuficiente e massa limitada. Essas estrelas atingem um ponto em que suas temperaturas centrais não estão quentes o suficiente para superar a barreira de Coulomb para a fusão de carbono, impedindo a fusão adicional de elementos mais pesados.