b'\n_START_ARTICLE_\nFlash del helio\n_START_PARAGRAPH_\nEl flash del helio es una muy breve fusi\xc3\xb3n descontrolada donde grandes cantidades de helio se convierten a carbono por el proceso triple-alfa. Tiene lugar en el n\xc3\xbacleo de estrellas de baja masa (entre 0,5 y 2,25 masas solares) en su fase de gigante roja (se estima que el Sol experimentar\xc3\xa1 un flash de helio 1200 millones de a\xc3\xb1os despu\xc3\xa9s de que salga de la fase secuencia principal) en la superficie de una enana blanca que est\xc3\xa1 absorbiendo materia. El flash del helio tiene lugar en estas condiciones debido a que en las condiciones existentes para su generaci\xc3\xb3n el helio est\xc3\xa1 en forma de materia degenerada, estando protegido de colapsar por la gravedad por efectos c\xc3\xbaanticos, de modo que al aumentar la temperatura el gas no se expande y enfr\xc3\xada como predice la ley de los gases ideales (presi\xc3\xb3n t\xc3\xa9rmica), no regul\xc3\xa1ndose as\xc3\xad la velocidad de fusi\xc3\xb3n. El flash se acaba en unos minutos cuando el gas se calienta hasta el punto de que los efectos predichos por la presi\xc3\xb3n t\xc3\xa9rmica vuelven a dominar sobre los cu\xc3\xa1nticos. Se estima que el n\xc3\xbacleo contiene 40\xc2\xa0% de la masa de la estrella y que en los minutos que dura el flash se convierta 6\xc2\xa0% del helio en el n\xc3\xbacleo a carbono.\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nGigantes rojas\n_START_PARAGRAPH_\nPara estrellas con menos de 2,25 masas solares, el flash nuclear del helio tiene lugar cuando el n\xc3\xbacleo estelar acaba agotando su hidr\xc3\xb3geno, y la presi\xc3\xb3n t\xc3\xa9rmica no es suficiente para detener el colapso de este. Mientras el n\xc3\xbacleo, compuesto en gran parte de helio, va contray\xc3\xa9ndose aumentando su presi\xc3\xb3n y temperatura hasta el punto de que el helio acaba convirti\xc3\xa9ndose en materia degenerada, el resto de la estrella se expande y enfr\xc3\xada convirti\xc3\xa9ndose esta en una gigante roja, hasta que llega un momento en el cual la presi\xc3\xb3n de la materia degenerada evita colapsos posteriores. El n\xc3\xbacleo acaba por alcanzar temperaturas de 100 o 200 millones de Kelvin que permiten al helio empezar a fusionarse, de modo que este prende._NEWLINE_La naturaleza explosiva de este evento es debida a que el n\xc3\xbacleo estelar est\xc3\xa1 compuesto de materia degenerada. La presi\xc3\xb3n existente en el n\xc3\xbacleo debido a los efectos cu\xc3\xa1nticos mencionados \xe2\x80\x93que predominan sobre los t\xc3\xa9rmicos\xe2\x80\x93 impide al n\xc3\xbacleo estelar expandirse y disminuir su presi\xc3\xb3n. Esto junto al hecho de que la materia degenerada sea buena conductora del calor provoca una fusi\xc3\xb3n nuclear descontrolada, que aumenta la producci\xc3\xb3n de energ\xc3\xada de la estrella hasta 100\xc2\xa0000 millones de veces la que ten\xc3\xada antes durante unos pocos segundos. El aumento de temperatura provocado por esto hace que los efectos t\xc3\xa9rmicos vuelvan a predominar, de modo que el n\xc3\xbacleo estelar pierde su degeneraci\xc3\xb3n expandi\xc3\xa9ndose y enfri\xc3\xa1ndose y fusionando helio de manera estable.\xe2\x80\x8bEsto provoca que la estrella deje de ser una gigante roja y entre en la rama horizontal o en el apelotonamiento rojo, dependiendo de su metalicidad._NEWLINE_Para estrellas de m\xc3\xa1s de 2,25 masas solares, la fusi\xc3\xb3n del helio empieza antes de que el n\xc3\xbacleo degenere, de modo que no sufren el flash del helio. Las menos masivas, de menos de 0,5 masas solares, nunca consiguen alcanzar las temperaturas necesarias para fusionar helio, de modo que el n\xc3\xbacleo colapsa y la estrella acaba convertida en una enana blanca rica en helio._NEWLINE_Los efectos del flash del helio no pueden observarse en la superficie estelar utilizando radiaci\xc3\xb3n electromagn\xc3\xa9tica, al tener lugar en lo m\xc3\xa1s profundo de la estrella y ser absorbida la energ\xc3\xada producida por completo por el n\xc3\xbacleo para eliminar su estado degenerado y volver al no degenerado. Los primeros c\xc3\xa1lculos mostraban que el flash podr\xc3\xada producir cierta p\xc3\xa9rdida de masa en la estrella,\xe2\x80\x8b pero c\xc3\xa1lculos posteriores muestran que esto no sucede.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b_NEWLINE_Dependiendo de los modelos utilizados para calcular su evoluci\xc3\xb3n futura, en el caso de nuestro Sol el flash del helio se calcula tendr\xc3\xa1 lugar dentro de entre 7\xc2\xa0600\xe2\x80\x8b y 7\xc2\xa0700 millones de a\xc3\xb1os,\xe2\x80\x8b lo que marcar\xc3\xa1 el final de la fase de gigante roja y su entrada en la rama horizontal. Este evento producir\xc3\xa1 una contracci\xc3\xb3n del radio de nuestra estrella de 170\xe2\x80\x8b-256\xe2\x80\x8b veces el actual a aproximadamente 10 veces,\xe2\x80\x8b una disminuci\xc3\xb3n de su luminosidad de 2300\xe2\x80\x8b-2700\xe2\x80\x8b veces la que tiene hoy a alrededor de 40\xe2\x80\x8b-50\xe2\x80\x8b veces, y un incremento de su temperatura de desde alrededor de 3000\xc2\xa0K\xe2\x80\x8b-2600\xe2\x80\x8b a aproximadamente 4500\xe2\x80\x8b-4700\xc2\xa0K,\xe2\x80\x8b proceso que llevar\xc3\xa1 aproximadamente un mill\xc3\xb3n de a\xc3\xb1os. Se calcula tambi\xc3\xa9n que la fase de quemado de helio en el n\xc3\xbacleo (es decir, la permanencia del Sol en la rama horizontal) durar\xc3\xa1 alrededor de 100 millones de a\xc3\xb1os.\xe2\x80\x8b_NEWLINE_\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nEnanas blancas\n_START_PARAGRAPH_\nSi una enana blanca que forma parte de una estrella doble (sistemas binarios) absorbe material (hidr\xc3\xb3geno) de su compa\xc3\xb1era, habitualmente el gas se fusiona para producir helio. En determinados casos, ese helio puede acumularse alrededor de la enana blanca hasta acabar por alcanzar la masa necesaria para iniciar la fusi\xc3\xb3n del helio, produciendo la fusi\xc3\xb3n nuclear descontrolada una nova.\n_START_SECTION_\nFlash del helio en capa\n_START_PARAGRAPH_\nLos flashes del helio en capa son eventos similares que tienen lugar en estrellas situadas en la rama asint\xc3\xb3tica gigante, que no tienen porqu\xc3\xa9 implicar a materia degenerada. En este tipo de estrellas, ya en un estado muy avanzado de su vida, gran parte del helio del n\xc3\xbacleo ha sido fusionado en carbono y ox\xc3\xadgeno, y el helio se sigue fusionando en una capa delgada alrededor del n\xc3\xbacleo estelar. Dicha capa no es lo suficientemente grande c\xc3\xb3mo para elevar el material existente sobre ella, de modo que no puede expandirse y as\xc3\xad enfriarse. El resultado de esto es un incremento sin control de la temperatura hasta producir un pulso t\xc3\xa9rmico, el cual libera la energ\xc3\xada acumulada y permite que se produzcan reacciones de procesos S. Estos pulsos duran unos pocos siglos y se cree que tienen lugar de manera peri\xc3\xb3dica entre cada 10\xc2\xa0000 a\xc3\xb1os y 100\xc2\xa0000 a\xc3\xb1os,\xe2\x80\x8b siendo su efecto que la estrella pierda gran cantidad de materia en la forma de conchas circunestelares de gas y polvo que eventualmente acabar\xc3\xa1n por formar primero una protonebulosa planetaria, y despu\xc3\xa9s una nebulosa planetaria al ser ionizados por el n\xc3\xbacleo estelar desnudo y en proceso de contracci\xc3\xb3n para convertirse en una enana blanca._NEWLINE_Los modelos sugieren que nuestro Sol empezar\xc3\xa1 a sufrir este tipo de flashes dentro de 7700 millones de a\xc3\xb1os\xe2\x80\x8b-7800 millones de a\xc3\xb1os,\xe2\x80\x8b cuando abandone la rama horizontal para convertirse en una estrella de la rama asint\xc3\xb3tica gigante. Se calcula que sufrir\xc3\xa1 cinco antes de convertirse en una enana blanca, los cuales har\xc3\xa1n que aumente su luminosidad hasta m\xc3\xa1s de 5000 veces la actual\xe2\x80\x8b \xc3\xb3 su radio hasta m\xc3\xa1s de 200 veces el que tiene ahora.,\xe2\x80\x8b aunque otros modelos muestran una luminosidad menor, de algo m\xc3\xa1s de 4000 veces la actual\xe2\x80\x8b y un radio tambi\xc3\xa9n menor, de 180 veces el actual.\xe2\x80\x8b'