Evolución estelar: Diferenzas entre revisións

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 neónneon, 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 '''2×10⁸ 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 neónneon 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:

Terminado o carbono do núcleo central este volve a contraerse ata chegar á temperatura de '''1,210⁹ K''' momento no cal volve a deterse o colapso durante uns poucos anos, unha década ó sumo. A esas temperaturas os fotóns radiados polo centro do núcleo son tan enerxéticos que logran fotodesintegrar o neónneon-20. Este proceso, inda que é endotérmico (consume enerxía), consegue que dos seus subprodutos se derive outra reacción que si é exotérmica. O balance global de ámbolos dous procesos é positivo e o resultado é que a estrela logra sosterse mentres quede neónneon por fotodesintegrar no núcleo.<center><math>\gamma + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{16}O + \alpha \qquad Q = -4,73MeV</math><br />

Como se ve nas reaccións adxuntas, as cinzas desta fase serán as mesmas que na anterior menos o neónneon, que se consumirá. Incrementarase a cantidade de osíxeno e [[magnesio]] á vez que seguen creándose novas capas de fusión. Agora, á parte do núcleo de combustión de neónneon hai unha capa de carbono, outra de helio e unha de hidróxeno. Os [[vento solar|ventos solares]] son xa moi intensos e desprenden grandes cantidades do hidróxeno máis externo pouco ligado xa á estrela.

Finalizada a etapa do neónneon 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 reaccións máis probables son as que están recadradas. Resultará xofre-31 un 18% das veces [[fósforo]]-31 un 61% e silicio-28 un 21%.

A cadea que máis contribuirá á captación de electróns será loxicamente a do neon por ser este elemento moito máis abundante. O efecto producido por estas reaccións é unha diminución drástica do número de electróns por nucleón. (ver: [[Peso molecular por partícula]]). A [[masa de Chandrasekhar]] é dependente de dito valor e diminúe ó diminuír a cantidade de electróns que sosteñen a anana branca, polo que a presión de dexeneración cae en picado ata chegar a un punto en que o obxecto compacto deixa de sosterse. Entón ocorre unha contracción repentina e a ignición explosiva do osíxeno e do neónneon que inda quede dando como resultado unha explosión de [[supernova]].