Abrir o menú principal

Cambios

m
Bot: Substitución automática de texto (-|right| +|dereita| & -|left| +|esquerda|)
[[Ficheiro:Protostar_Herbig-Haro_46_47.jpg|miniatura|rightdereita|400px|Imaxe do obxecto protoestelar [[Herbig-Haro 46/47]]. Tomada polo [[Telescopio Espacial Spitzer]] empregando luz infravermella para atravesar a nube escura.]]
En [[astronomía]], denomínase '''evolución estelar''' á secuencia de cambios que unha [[estrela (astronomía)|estrela]] experimenta ó longo da súa existencia.
 
 
== Fase de xigante vermella ==
[[Ficheiro:esquemaHR1.png|miniatura|rightdereita|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}}
 
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%.
 
[[Ficheiro:Triplealfa.png|rightdereita|200px]]
=== Proceso triple ALFA ( >0,5M<sub>Sol</sub> ) ===
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 α''' 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 ('''10<sup>8</sup> 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 ==
[[Ficheiro:Energía por nucleón.png|rightdereita|300px|miniatura||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]].
 
 
=== Fotodesintegración e combustión do silicio ===
[[Ficheiro:Burningshells.png|miniatura||200px|rightdereita|Capas de combustión nunha estrela agonizante nos seus derradeiros momentos antes do colapso final]]
Cando o núcleo acada os '''2,710<sup>9</sup> K''' e '''310<sup>7</sup> 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 />
103.029

edicións