Abrir o menú principal

Cambios

m
 
==Escalas de tempo na vida das estrelas==
As estrelas son sistemas que permanecen estables durante a maior parte da súa vida. Pero os cambios dunha fase a outra son etapas de transición que se rexen en escalas de tempo moito máis curtas. A pesar diso case tódalas escalas temporais superan con moito á humana. As estrelas áchanse nun delicado [[equilibrio hidrostático]] entre a [[presión]] orixinada polas [[reacción nuclear|reaccións nucleares]] e a [[gravidade|atracción gravitatoria]] xerada por toda a súa [[masa]]. A aceleración vertical neta do plasma que a compón habitualmente é case nula polo que case sempre se di que as estrelas están en condicións cuasiestáticas. De feito, vence a presión o que conleva lixeiras perdas de masa en forma de [[vento solar]], [[fulguración solar|fulguracións]], [[execcións de masa coronal]] ou outros fenómenos extrusivos. Pero para as estrelas de menos de 10 masas solares estas perdas son deprezablesdesprezables con respecto á súa masa total.
 
Así pois podemos escribir unha ecuación que iguale a presión producida polo movemento radial do material estelar á suma das forzas de presión positiva (cara a fóra) xeradas no núcleo e as forzas negativas da gravidade (cara a dentro).
Nas estrelas, a medida que se esgota unha fase de combustión a luminosidade debería tender a diminuír pero esas perdas vanse compensando cunha contracción do núcleo. Este chega a quentarse tanto que chegado un punto comezará a queimar as cinzas da fase anterior entrando nunha segunda fase de combustión de helio. A realidade é que as estrelas non só non perden senón que, de feito, ganan brillo co paso do tempo e isto é porque cada vez hai máis material implicado na fusión debido xustamente a ese aumento das temperaturas nucleares. De feito, o propio núcleo non só se contrae senón que aumenta a súa fronteira englobando a novas capas de hidróxeno sen procesar.
 
Pódese dicir que, mentres as estrelas perden enerxía, quencenquecen. A variación da enerxía total das estrelas é pois igual á luminosidade. <math>L+\frac{dE}{dt}</math>
 
A enerxía potencial gravitatoria calcúlase como: <math>\Omega=-\int_{0}^{M}\frac{Gm_r}{r}\,dm_r=-q\frac{GM^2}{R}</math>
738

edicións