1. Tyngdkraft och tryck:
* lägre tyngdkraft: Stjärnor med lägre massor har mindre gravitationella drag, vilket resulterar i lägre tryck i sina kärnor. Detta lägre tryck leder till lägre kärntemperaturer.
* lägre tryck: Trycket i kärnan i en stjärna är avgörande för att smälta tyngre element. Utan tillräckligt tryck kan kärnorna inte övervinna deras elektrostatiska avstötning och säkring.
2. Temperatur- och fusionströskel:
* lägre kärntemperatur: Kärntemperaturen för lägre masstjärnor är helt enkelt inte tillräckligt hög för att initiera kolfusion. Kolfusion kräver en temperatur på cirka 600 miljoner Kelvin, vilket är mycket högre än kärntemperaturerna för dessa stjärnor.
* fusionströskel: Varje element har en specifik temperaturgräns för att fusion ska inträffa. Kols fusionströskel är betydligt högre än för väte och helium, som är de primära bränslena för lägre masstjärnor.
3. Bränsleförbrukning och utveckling:
* väte- och heliumfusion: Stjärnor med lägre massa smälter huvudsakligen väte i helium och sätter senare helium i kol. De har inte tillräckligt med massa för att nå den erforderliga temperaturen för kolfusion.
* Evolutionär tidslinje: Efter att ha uttömt deras väte- och heliumbränsle utvecklas lägre masstjärnor till vita dvärgar. De har inte tillräckligt med massa för att övervinna elektrondegenerationstrycket och fortsätta smälta tyngre element.
4. Chandrasekhar Limit:
* Massgräns: Chandrasekhar -gränsen är en kritisk massa för en vit dvärg, ungefär 1,4 solmassor. Stjärnor under denna gräns kan inte antända kolfusion och bli vita dvärgar.
Sammanfattningsvis:
Stjärnor med lägre massor kan inte antända kolfusion på grund av deras lägre kärntemperatur, otillräckligt tryck och begränsad massa. Dessa stjärnor når en punkt där deras kärntemperaturer inte är tillräckligt heta för att övervinna Coulomb -barriären för kolfusion, vilket förhindrar ytterligare fusion av tyngre element.
