Evolución estelar: Diferenzas entre revisións

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

 

Durante moito tempo pensouse que as estrelas eran enormes bólas de [[lume]] perpetuo. Coa aparición da [[ciencia]] moderna tratouse de explicar a orixe da enerxía que irradiaban. Primeiro pensouse que se trataba da calor procedente do colapso [[gravidade|gravitatorio]], pero esta teoría non concordaba coa antigüidade da [[Terra]], 4.500 millóns de anos segundo os datos [[xeoloxía|xeolóxicos]]. Tiña que haber algunha fonte de enerxía descoñecida que as mantivese activas durante lapsos tan longos, e non foi ata a irrupción, xa en pleno [[século XX]], da [[física nuclear]], que se puido empezar a explicar os procesos que acaecen no núcleo destes astros. Axiña quedou claro que case toda a vida das estrelas estaba rexida por [[procesos nucleares]]. Dende a formación ata a súa morte tódalas fases das estrelas dependerán do que ocorre na escala das [[partícula subatómica|partículas subatómicas]].

 

A evolución estelar non se estuda observando o ciclo de vida dunha estrela individualmente senón que se realiza o estudo a partir das múltiples observacións de moitas delas, cada unha nun punto distinto da súa evolución, a modo de instantáneas dese proceso de escala temporal moi superior á humana. Recentemente tamén é posible estudar a evolución estelar a partir de [[modelo]]s teóricos e [[simulación numérica|simulacións numéricas]] da [[estrutura estelar]].

 

[[Ficheiro:Nursery_of_New_Stars_-_GPN-2000-000972.jpg|thumb|NGC 604, unha xigante rexión de formación estelar na [[Galaxia do Triángulo]]]]

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

A continua loita entre a [[gravidade]], que tende a contraer a xove estrela, e a presión producida pola calor xerada nas reaccións termonucleares do seu interior, son os aspectos que determinan a partir de entón a evolución da estrela.

 

{{AP|Secuencia principal}}

Chámase secuencia principal á fase en que a estrela queima [[hidróxeno]], mediante [[fusión nuclear]] fundamentalmente. Unha vez instalada na secuencia principal a estrela componse dun núcleo onde ten lugar a [[fusión]] do hidróxeno e un manto que transmite a enerxía xerada cara á superficie. A maior parte das estrelas pasan o 90% da súa vida, aproximadamente, na [[secuencia principal]] do [[diagrama de Hertzsprung-Russell]]. Nesta fase as estrelas consumen o seu combustible nuclear de maneira gradual podendo permanecer estables por períodos de tempo duns poucos millóns de anos, no caso das estrelas máis grandes e quentes, a miles de millóns de anos se se trata de estrelas de tamaño medio como o [[Sol]], ou ata decenas o mesmo centenares de miles de millóns de anos no caso de estrelas de poucas masa como as [[anana vermella|ananas vermellas]]. Lentamente, a cantidade de hidróxeno dispoñible no núcleo diminúe, co que esta ha de contraerse para aumentar a súa temperatura e poder deter o seu colapso gravitacional. As temperaturas do núcleo estelar máis elevadas permiten fusionar, progresivamente, novas capas de hidróxeno sen procesar. Por este motivo as estrelas aumentan a súa [[luminosidade]] Ó longo da secuencia principal de forma paulatina e regular. Cando o hidróxeno do núcleo finalmente se esgota a estrela sofre unhas rápidas transformacións que a converten en [[xigante vermella]]. Ó longo de toda esta etapa soamente procesará o 10% da súa masa.

Nunha estrela de secuencia principal distinguimos dous modos de ''queimar'' o hidróxeno do núcleo. Poderíase pensar que a fusión de hidróxeno en helio se realiza mediante o choque de catro protóns. Pero este tipo de choques múltiples son moito máis improbables que as colisións por parellas. Por iso a combustión realízase mediante cadeas de reaccións que conducen ó [[helio]]-4. O que determinará a través de que cadea o ciclo queima o seu hidróxeno será a masa da propia estrela, pois o valor desta determina as condicións de presión e temperatura do seu núcleo.

 

{{AP|Cadeas PP}}

As cadeas protón - protón chámanse así porque son aquel conxunto de reaccións que parten da fusión dun [[ión]] de [[hidróxeno]] con outro igual, ou o que é o mesmo, dun [[protón]] con outro protón. Distínguense tres cadeas: A PPI, PPII e a PPIII. Cada unha cunha [[probabilidade]] de ocorrencia distinta segundo a [[temperatura]] do núcleo. A fusión do hidróxeno mediante as cadeas PP dáse en tódalas estrelas pero nas máis masivas a súa contribución é mínima. Dita reacción só predomina ata as 1,5 masas solares. Por debaixo das 0.08 masas solares non existe fusión do hidróxeno e teremos unha estrela abortada, é dicir unha [[anana marrón]]. No diagrama que vén a continuación saen representadas as tres cadeas PP. Tamén se citan as porcentaxes de ocorrencia no Sol e indícase o balance enerxético de cada reacción. As proporciones das tres cadeas varían segundo a temperatura.

<center>[[Ficheiro:cadenaPP.png|600px]]</center>

 

[[Ficheiro:CicloCNO.png|250px|right]]

 

As siglas do '''ciclo CNO''' fan referencia ós elementos que interveñen nas súas reaccións, o [[carbono]], o [[nitróxeno]] e o [[Osíxeno (elemento)|osíxeno]]. Este conxunto de reaccións usa o [[carbono]]-12 como '''[[catalizador]] nuclear'''. É dicir que intervén na reacción inicial para logo ser devolto como produto final, podendo volver a utilizarse nun novo ciclo. No diagrama móstrase unha segunda canle de saída cunha probabilidade de ocorrencia dunha vez cada 10.000 reaccións, pero o [[nitróxeno]]-14 que dá como subproduto pode, igualmente, ser reprocesado. A reacción máis lenta é a do nitróxeno-14 máis un protón que arroxa un '''tempo limitante''' de '''310⁸ anos''', unha [[orde de magnitude]] inferior ó das cadeas PP. Isto fai que o C-12 do núcleo vaia pasando a N-14 ata chegar a un equilibrio. O feito que se utilice como catalizador o carbono fai que o ciclo CNO sexa, ata certo punto, dependente da [[metalicidade]] da estrela. Ás primeiras estrelas que se formaron no universo foilles imposible fusionar o hidróxeno mediante este ciclo de reacciones polo que é de supoñer que tivesen a masa que tivesen todas elas fusionarían o seu combustible mediante cadeas PP o que faría que duraran algo máis de tempo que as superxigantes actuais.

 

 

[[Ficheiro:PPvsCNO.png|left]]

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.

Como se ve no diagrama adxunto, o ciclo CNO comeza a producirse a temperaturas duns 12,5 millóns de graos, pero non é ata os 20 millóns cando, realmente, se fai dominante. No [[Sol]] dominan totalmente as cadeas PP, sendo así que o 98,5% da enerxía xerada é a través de dito mecanismo mentres que solo o 1,5% restante se produce grazas ó ciclo CNO. Pero con que a nosa estrela fora un 20% máis masiva a enerxía xa proviría, maioritariamente, das reacciones CNO.

 

[[Ficheiro:esquemaHR1.png|thumb|right|200px|Representación esquemática da curva de secuencia principal de idade cero o ZAMS (''zero age main sequence'') xunto coa rama asindótica das xigantes o AGB (''asymptotic giant branch''). Unha estrela parte da curva verde e evoluciona a través da curva vermella diminuíndo a súa [[temperatura efectiva]] e aumentando a súa luminosidade.]]

{{Véxase tamén|Xigante vermella}}

 

[[Ficheiro:Triplealfa.png|right|200px]]

 

'''Fraccións de masa:''' <math>X_C \sim 0,49 \qquad X_O \sim 0,49 \qquad X_{Ne}=0,02</math>

Do helio pásase ó carbono e ó osíxeno, así que os elementos intermedios ([[Berilio|Be]], [[Boro|B]] e [[Litio|Li]]) non se forman nas estrelas. Estes fabrícanse no [[medio interestelar]] polas desintegracións do carbono, nitróxeno e osíxeno producidas polos [[raios cósmicos]] (protóns e electróns). Outro aspecto interesante na fusión do helio é o colo de botella que se produce ó non poderse fabricar elementos con [[masa atómica|masas atómicas]] de valores 5 e 8 xa que os [[isótopo]]s con dito [[número másico]] son sempre altamente inestables. Así, as interaccións entre o helio-4 e outros protóns ou outros núcleos de helio-4 non inflúen na composición da estrela pero si que, á longa, irán entorpecendo cada vez máis ata reducir enormemente o rendemento das reaccións de fusión do hidróxeno.

 

[[Ficheiro:Energía por nucleón.png|right|300px|thumb||O pico do ferro marca o final da vida das estrelas. Como se ve no diagrama, o rendemento a cada nova etapa de fusión diminúe rapidamente. Chegados ó ferro ese rendemento é negativo e as reacciones de fusión detéñense.]]

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]].

 

[[Ficheiro:Carbonburn.png|left|180px]]

 

'''Fraccións de masa:''' <math>X_O \sim 0,59 \qquad X_{Ne} \sim 0,28 \qquad X_{Mg} \sim 0,05</math>

 

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 neon-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 neon por fotodesintegrar no núcleo.<center><math>\gamma + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{16}O + \alpha \qquad Q = -4,73MeV</math><br />

<math>\alpha + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{24}Mg + \gamma \qquad Q = 9,31MeV</math></center>

Como se ve nas reaccións adxuntas, as cinzas desta fase serán as mesmas que na anterior menos o neon, 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 neon 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.

 

[[Ficheiro:Oxigenburn.png|left|180px]]

Finalizada a etapa do neon 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%.

 

[[Ficheiro:Burningshells.png|thumb||200px|right|Capas de combustión nunha estrela agonizante nos seus derradeiros momentos antes do colapso final]]

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.

<math>{}^{56}Co \rightarrow {}^{56}Fe+e^- +\bar{\nu}_e</math></center>

 

{{Véxase tamén|Remanente estelar|Nebulosa planetaria|Supernova|Estrela de neutróns|Burato negro}}

Tras unha expulsión máis o menos suave ou violenta das súas capas máis externas, estas pasan a constituír unha [[nebulosa]] iluminada polo obxecto compacto central denominada [[nebulosa planetaria]]. Os restos de material expulsado trala morte da estrela son máis ricos en elementos pesados como o [[carbono]], [[Osíxeno (elemento)|osíxeno]] ou [[ferro]]. Os elementos máis pesados que o [[ferro]] soamente se poden producir nas [[supernova]]s polo que a maioría de elementos pesados que forman o noso planeta e nós mesmos foron procesados anteriormente no interior dunha estrela masiva.

 

{{Artigo principal|Anana branca|Ananas brancas de helio}}

{{Véxase tamén|Estrelas binarias#Ananas brancas de helio}}

As '''estrelas de baixa masa''' (<0,5M_Sol) non pasan por ningunha fase ulterior á de combustión do hidróxeno. Esgotado este, os electróns do seu núcleo dexeneran moito antes de atinxir as temperaturas de ignición do helio polo que, á fin dos seus días, estas estrelas rematan por se converter en ananas brancas de helio. O feito é que estas estrelas son as máis lonxevas do universo, viven uns 50.000 millóns de anos ou máis. Este tempo é bastante máis que idade estimada do universo, uns 15.000 millóns de anos dende o [[Big Bang]], polo que ningunha estrela deste tipo pode terse extinguido inda, por moi axiña que nacese. Así a todo, por imposible que pareza, encontráronse algúns obxectos que responden ó que sería unha anana branca de helio. Estes obxectos só poden ser explicables pola interacción cunha segunda compañeira próxima que lle arrebata masa á xigante vermella en crecemento e aborta o proceso deixando só o obxecto compacto nu.

 

[[Ficheiro:NGC6543.jpg|thumb|A [[nebulosa ollo de gato]] é unha [[nebulosa planetaria]] que se formou trala morte dunha estrela de masa similar á do Sol. O punto luminoso no centro sinala a situación do [[remanente estelar]].]]

As '''estrelas de masa media''' (0,5-1,5M_Sol) ó esgotar o seu hidróxeno son capaces de quentarse o suficiente como para iniciar a combustión do helio. Nas capas adxacentes ó núcleo xorde unha zona onde, sendo as temperaturas insuficientes para a fusión do helio si o son para a do hidróxeno. Iníciase, así, a combustión en capa que incrementa o brillo da estrela e forza a esta a expandirse. A medida que aumenta a cantidade de carbono resultante das reaccións triple alfa aumentan tamén as posibilidades de formar osíxeno, pero descoñécese a proporción de carbono e osíxeno xa que as súas seccións eficaces a tan baixas temperaturas tampouco están ben definidas. Chegados os momentos finais da estrela, esta intensificará cada vez máis os seus ventos estelares expulsando progresivamente a súa cuberta de hidróxeno ata deixar un núcleo nu e dexenerado de carbono e osíxeno. Unha estrela como o Sol expulsará nos seus espasmos finais o 40% da súa masa antes de finalizar os seus días como unha anana branca.

 

As '''estrelas de masa media alta''' comprendidas entre 1,5 e 10 masas solares poden chegar a superar con moito a [[masa de Chandrasekhar]]. Se todas elas evolucionaran en [[supernova]]s, como sería de supoñer, deberíanse observar moitas máis no ceo. Amais, a composición en metais do gas interestelar debería ser máis rica en ferro ca en osíxeno, cousa que non ocorre. Isto explícase pola gran cantidade de masa que expulsan os fortes ventos destas estrelas, chegando ata perdas de 9 masas solares ó longo da súa vida. Estas perdas de masa van a ser tanto máis acentuadas canto maior sexa a estrela, así como maior sexa a súa metalicidade a cal incrementa a [[Estrutura estelar#opacidade no medio estelar|opacidade]]. Con semellante nivel de perdas de gas resulta imposible medir con exactitude o destino final destas estrelas na súa fronteira difusa de aproximadamente 10Msol. A súa evolución final, dependerá, pois, de canta masa perderan en vida.

 

Así e todo, resulta posible medir a velocidade desas perdas de masa medindo o [[desprazamento ó azul]] do pico de emisión das capas externas como a coroa. Así mesmo, acháronse ananas brancas en cúmulos moi xoves o que parece demostrar que, polo menos, as estrelas de 6Msol non explotan. As grandes [[nebulosa planetaria|nebulosas planetarias]] como as da figura serían pois os últimos vestixios do ''supervento'' emitido nas últimas fases da vida da estrela.

 

As '''estrelas masivas''' comprendidas entre 9 e 10 masas solares, aproximadamente, son capaces de queimar o carbono acadando así a categoría de superxigantes. Así a todo, non son capaces de queimar as seguintes fases polo que deixan como remanente un núcleo de osíxeno e neon. Na súa superficie semidexenerada haberá unha capa prensada de hidróxeno, helio e carbono.

 

{{Véxase tamén|Supernova}}

 

<center><math>\begin{matrix} {}^{24}Mg+e^- \rightarrow {}^{24}Na+\nu_e & {}^{20}Ne+e^- \rightarrow {}^{20}F+\nu_e \\ {}^{24}Na+e^- \rightarrow {}^{24}Ne+\nu_e & {}^{20}F+e^- \rightarrow {}^{20}O+\nu_e \end{matrix}</math></center>

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 neon que inda quede dando como resultado unha explosión de [[supernova]].

 

Calcúlase que tódalas '''estrelas supermasivas''' de máis de 11 masas solares evolucionan a través de tódalas fases de combustión ata chegar ó ''pico do ferro'' e esgotar así toda a enerxía potencial nuclear de que dispoñen. Estas superxigantes apenas aumentan a súa luminosidade cando se transforman en xigantes vermellas. Ao final dos seus días a súa estrutura está distribuída en capas nas cales queiman sucesivamente os diferentes combustibles. Cando se reúne suficiente silicio no núcleo produto da combustión do osíxeno, este quéimase rapidamente en cuestión dun día e dá lugar a un núcleo inerte de ferro e níquel, entre outros elementos pesados. Ademais hai unha sucesión de capas de combustión ata chegar á máis externa de todas que inda queima hidróxeno. O núcleo, incapaz de xerar máis enerxía, non pode aguantar o seu propio peso nin o da masa que ten por enriba do polo que se afunde sobre si mesmo. Durante a contracción final prodúcense unha serie de reaccións que fabrican multitude de átomos máis pesados que o ferro mediante procesos de captación de neutróns e de protóns. Un excedente de enerxía de todas esas reaccións é transmitido ás capas exteriores que caen sen nada que as aguante. Esa enerxía provoca a súa expulsión de forma explosiva. Dependendo da masa dese núcleo inerte o remanente que quedará será unha [[estrela de neutróns]] o un [[burato negro]].

 

En principio calcúlase que toda estrela que supere as 20 ou 30 masas solares, non se sabe con exactitude, desembocará nun burato negro. Se a masa da estrela é excesiva, máis alá das 40 o 50 masas solares, entón o burato negro fórmase tan rapidamente que non dá tempo a transmitir a forza expansiva ás capas que caen e estas quedan atrapadas en seguida dentro do [[horizonte de sucesos]]. Nestes casos a [[implosión]] é completa e a estrela, literalmente, desaparece.

 

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 desprezables con respecto á súa masa total.

 

Nas condicións de equilibrio esta ecuación valería aproximadamente cero xa que ámbalas dúas forzas tenderían a igualarse.

 

En ocasións prodúcese unha gran descompensación entre presión e gravidade. Isto é así nos momentos finais da vida dunha estrela cando as reaccións nucleares que sosteñen á estrela esgotan o seu combustible e vólvense incapaces de frear o colapso. ¿A que escala de tempo se modificaría a estrela?

 

Nota: esta é a escala de tempo á que se transmiten as ondas sonoras ou ondas de presión.

 

 

No equilibrio hidrostático poderase facer uso do [[Teorema do Virial]] segundo o cal: <math>E=\Omega/2 \,\!</math> e <math>U=-\Omega/2 \,\!</math>

 

Así pois, cando ocorre unha contracción a metade da enerxía potencial liberada transfórmase en enerxía interna, que non é outra cousa que a axitación térmica. Isto fai aumentar a temperatura do interior. A outra metade da enerxía libérase en forma de radiación que contribúe á luminosidade do astro.

Nota: esta é a escala de tempo á que se transmiten as [[onda térmica|ondas térmicas]].

 

Mide o tempo que pode subsistir a estrela a partir das súas reservas de hidróxeno, helio ou o combustible que estea queimando nese momento. Para estudala basta con tratar basicamente a etapa do hidróxeno, que é a que ocupa o 90% da vida das estrelas. As estrelas son corpos formados na súa maior parte por hidróxeno e helio en menor medida. No caso do Sol un 70% deste é hidróxeno. A maioría deste hidróxeno non fusiona e só aproximadamente un 10% acabará consumíndose no núcleo do común das estrelas coma o Sol. Se no caso anterior o tempo térmico era igual á enerxía potencial gravitatoria dividida entre a luminosidade da estrela aquí será o mesmo pero usando a enerxía nuclear obtida a partir das reaccións de fusión. É dicir:

<center><math> \tau_{nuc,H}=\frac{E_{nuc,H}}{L}</math></center>

Sendo ''X'' a fracción de masa de hidróxeno (0,7 no caso do Sol), ''M'' a masa total e Q_H a enerxía liberada na fusión dun gramo de hidróxeno. O coeficiente 0,1 púxose asumindo que só un 10% dese hidróxeno participará nas reacciones de fusión.

 

<center><math>\tau_{nuc,H} \simeq 9 \cdot 10^9 \frac {X}{X_{sol}} { \left (\frac {M}{M_{sol}} \right )}^{-2,5}</math></center>

 

Queda claro pois que: <math> \tau_{din} <\!< \tau_{ter} <\!< \tau_{nuc}</math>

 

 

[[Categoría:Astrofísica]]

[[lt:Žvaigždžių evoliucija]]

[[mk:Ѕвездена еволуција]]

[[nl:Sterevolutie]]

[[pl:Ewolucja gwiazd]]