Evolución estelar: Diferenzas entre revisións

En [[astronomía]], denomínase '''evolución estelar''' á secuencia de cambios que unha [[estrela]] experimenta ó longo da súa existencia.

 

 

==Formación estelar==

{{Artigo principal|Formación estelar|Disco de acrecemento|Gas interestelar}}

 

O núcleo do Sol ten unha temperatura media menor que 14 [[kelvin|megakelvins]] polo que é lóxico que a rama maioritaria sexa a PPI.

 

 

De tódalas reaccións que se dan no proceso a que ten o tempo característico máis grande recibe o nome de '''reacción limitante'''. Isto é porque o tempo da reacción máis lenta é o que marca o tempo de todo o proceso. No caso das cadeas PP a reacción limitante é a primeira de todas, a combinación dos dous protóns.<br>

¹H + ¹H &rarr; ²H + e⁺ + &nu; ('''&tau; ~ 710⁹ anos''')

 

===Ciclo CNO ( >1.5M_Sol )===

'''Cadeas PP:''' T_c < 210⁷K || M < 1,5M_Sol || &epsilon;_PP~ &rho;T⁴ || &tau; ~ 710⁹ anos<br>

'''Ciclo CNO:''' T_c > 210⁷K || M > 1,5M_Sol || &epsilon;_PP~ &rho;T¹⁷ || &tau; ~ 310⁸<br>

O ciclo CNO é moito máis dependente da temperatura que as cadeas PP polo que a temperaturas elevadas (a partir de 210⁷K) pasa a ser a reacción dominante e a que aporta o groso da enerxía da estrela algo que só se dá a partir de 1,5 [[masa solar|masas solares]]. Debido a esa gran dependencia coa temperatura os núcleos CNO son pequenos e [[convectivo]]s mentres que os PP son maiores e [[radioactivo]]s. O menor tempo limitante das estrelas CNO tamén fai que consuman en moito menos tempo o seu hidróxeno.

 

 

==Fase de xigante vermella==

* ''Máis información en: [[Xigante vermella]]''

 

As capas externas das xigantes vermellas están pouco ligadas gravitatoriamente, polo que os intensos ventos procedentes do núcleo aceleran as perdas de masa. Amais, a zona convectiva das xigantes é moi profunda, así que as ondas de choque contribúen a acelerar inda máis o vento. Por outro lado, as xigantes vermellas emiten moito no [[infravermello]] que é moi absorbido polo po estelar o cal recibe máis impulso e transmítello ó gas. Finalmente, tamén unha maior [[metalicidade]] (o que conleva unha maior [[Estrutura estelar#opacidade no medio estelar|opacidade]]) provocará maiores expulsións de materia. Estas perdas de masa da estrela serán de entre o 40 ó 60%.

 

===Proceso triple ALFA ( >0,5M_Sol )===

A primeira etapa dunha xigante vermella é a '''fusión do helio'''. Este proceso levarase a cabo por un conxunto de reaccións que reciben o nome de '''triple &alpha;''' porque consiste na transformación de tres núcleos de helio-4 nun de carbono-12. A estas alturas o núcleo incrementou a súa densidade e a súa temperatura ata chegar ós 100 millóns de graos ('''10⁸ K'''). Na etapa da queima do hidróxeno o [[berilio]]-8 era un elemento inestable que se descompuña en dúas [[partícula alfa|partículas alfa]] tal e como se ve na cadea PPIII e ás temperaturas da segunda etapa de combustión segue séndoo. Ocorre que, a pesar da súa inestabilidade, unha boa porcentaxe do berilio producido pola fusión de dous núcleos de helio-4 acaba uníndose a outra partícula alfa antes de que teña tempo de desintegrarse. Así, no núcleo da estrela sempre hai unha certa cantidade de berilio nun equilibrio que resulta do balance entre o fabricado e o que se desintegra. A seguinte reacción de conversión do [[carbono]] en [[Osíxeno (elemento)|osíxeno]] tamén se dá bastante. O problema é que se descoñece a [[sección eficaz]] de dita reacción, polo que non se sabe en que proporciones se forman ámbolos dous elementos. Nunha basta aproximación suponse que se forma a mesma cantidade dos dous elementos. Polo que respecta á transformación do osíxeno-16 en [[neon]]-20 esta ten unha contribución pequena pero non desprezable. Por último, escasamente unhas poucas trazas de [[magnesio]] se producirán nesta segunda etapa.

 

==Fase de superxigantes vermella==

Nesta fase, como na anterior, o carbono concentrouse no centro da estrela e o helio xa case se esgotou. Se a masa da estrela é o suficientemente grande o núcleo será capaz de comprimirse e quentarse o suficiente como para emprender a fase seguinte de fusión do carbono. Haberá pois dúas novas capas de fusión, unha de helio e outra de hidróxeno enriba desta. Tal e como ocorría na transformación a xigante vermella, agora a presión exercida por esas novas capas fará que a cuberta externa da estrela se expanda outra vez. As masas mínimas para estes procesos non están ben determinadas xa que se descoñecen bastante os ritmos de reacción, as seccións eficaces e os ritmos de expulsión de masa por [[vento solar]] das estrelas máis masivas. O inicio das reaccións do carbono sitúanse indicativamente nun mínimo de 8 masas solares, pero podería producirse a menores masas. Pódese asegurar que con esa masa chégase a queimar o carbono pero o mínimo real quizabes estivese entre 4 e 8. Polo que respecta ós demais ciclos aquí os datos son aínda máis incertos, se ben pódese afirmar que unha estrela de máis de 12 veces a masa do Sol debería pasar por tódalas fases de combustión posible ata chegar ó ferro. A medida que se suman fases de combustión engádense máis capas de fusión formando unha especie de núcleo con estrutura de ''cebola''. Deberían producirse cambios a cada fase pero a do carbono é a última cun tempo significativo polo que as demais etapas de combustión non cambian excesivamente a constitución da estrela porque ocorren tan rápido que non dá tempo á estrela a adaptarse a cada nova situación. Así, a etapa de superxigantes vermella é realmente a última transformación posible dunha estrela antes do seu destino final como [[obxecto compacto]].

===Combustión do carbono ( > 8M_Sol )===

Terminada a fusión do helio o núcleo volve a comprimirse e a elevar as súas temperaturas. Dos tres elementos que maioritariamente compoñen o núcleo neste estadio, carbono e osíxeno nun 90% máis un pouco de neón, é o carbono o que ten a temperatura de fusión máis baixa, uns 600 millóns de graos ('''610⁸ K'''). Chegados a esta temperatura e a unha densidade duns '''2&times;10⁸ kg/m³''', os átomos de carbono comezan a reaccionar entre si dando lugar diversos elementos máis pesados a través dunha serie de canles de saída distintos. A duración desta etapa será da orde duns centos de anos, podendo chegar ós 1.000 anos. As reaccións máis probables son as que saen recadradas no diagrama. A do [[sodio]]-23 ten un 56% de ocorrencia e a do [[neon]]-20 un 44%. Os protóns e as partículas alfa emitidas en sendas reaccións serán rapidamente recapturados polo carbono, o osíxeno, o neón e o propio sodio. Estas reabsorcións case non teñen efectos enerxéticos significativos, pero en canto á nucleosíntese si o son xa que farán que o sodio non estea presente entre os elementos sobrantes da combustión do carbono. Polo que respecta ó osíxeno, se ben se forma bastante pouco súmase ó que xa se formara durante o proceso triple alfa. Todo isto fará que quede un núcleo de osíxeno-16, neon-20, magnesio-24 e algunhas trazas de [[silicio]]-28. A composición das cinzas desta etapa é fundamentalmente a seguinte:

 

 

===Combustión do osíxeno===

Finalizada a etapa do neón o núcleo da estrela vólvese a quentar e contraer ata '''1,5''' a '''210⁹ K''' e '''10⁷ g/cm³''' temperatura e densidade a partir das cales se acada a ignición do osíxeno. A reacción de fusión nuclear do osíxeno produce diversas canles de saída, unhas máis probables ca outras, do mesmo modo que ocorría na fusión do carbono. A etapa dura uns poucos meses, quizabes un ano, e as súas cinzas son sobre todo [[silicio]]-28 acompañado de silicio-30, [[xofre]]-34, [[calcio]]-42 e [[titanio]]-46. Moitos destes elementos son subprodutos das reacciones con protóns, neutróns ou alfas recapturados. As tres reacciónes máis probables son as que están recadradas. Resultará xofre-31 un 18% das veces [[fósforo]]-31 un 61% e silicio-28 un 21%.

 

===Fotodesintegración e combustión do silicio===

Cando o núcleo acada os '''2,710⁹ K''' e '''310⁷ g/cm³''' procédese á incineración do [[silicio]] nun conxunto de complexas reaccións que sosterán por pouco máis dun día á estrela. Unha parte do silicio-28 recibe o impacto de fotóns ultraenerxéticos que o rompen noutros isótopos como silicio-27 o magnesio-24. No proceso reemítense gran cantidade de protóns, neutróns e alfas que en seguida son recapturados cada vez por átomos máis pesados nunha aproximación [[asíndote|asindótica]] cara ó ''pico do ferro''. Así mesmo, o silicio tamén acada temperaturas de fusión que o levan a formar [[níquel]]-56 que posteriormente se degrada ata o [[ferro]]-56, elemento final a partir do cal a fusión nuclear deixa de ser unha reacción rendible e exotérmica, alcanzándose finalmente o '''equilibrio estatístico nuclear''' (Fe56+Ni56). Chegados a este punto a xa moi convulsa estrela non poderá sosterse máis por si mesma.

<center><math>{}^{28}Si+{}^{28}Se \rightarrow {}^{56}Ni+\gamma</math><br />

 

===Ananas brancas de carbono e osíxeno ( 0,5 - 1,5M_Sol )===

* ''Máis información: [[Anana branca]]''