Abrir o menú principal

Cambios

m
Bot - Trocar {{AP}} por {{Artigo principal}}; cambios estética
 
== Secuencia principal ==
{{APArtigo principal|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.
 
=== Cadeas PP ( 0.08M<sub>Sol</sub> - 1.5M<sub>Sol</sub> ) ===
{{APArtigo principal|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.
 
'''PPI:''' 26.20[[MeV]]. 90% Dominante dende os 10 ata os 14 MK (Por debaixo de 10MK non hai apenas fusión.)<br />
'''PPII:''' 25.67MeV. 10% Dominante entre os 14 e os 23 MK<br />
'''PPIII:''' 19.20MeV. 0.001% Dominante a partir dos 23 MK<br />
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 → ²H + e<sup>+</sup> + ν ('''τ ~ 710<sup>9</sup> anos''')
[[Ficheiro:CicloCNO.png|250px|dereita]]
 
No ciclo CNO os [[neutrino]]s lévanse máis enerxía que nas cadeas PP polo que ε<sub>PP</sub> > ε<sub>CNO</sub> para cada núcleo de helio producido.
 
'''Cadeas PP:''' T<sub>c</sub> < 210<sup>7</sup>K || M < 1,5M<sub>Sol</sub> || ε<sub>PP</sub>~ ρT<sup>4</sup> || τ ~ 710<sup>9</sup> anos<br />
'''Ciclo CNO:''' T<sub>c</sub> > 210<sup>7</sup>K || M > 1,5M<sub>Sol</sub> || ε<sub>PP</sub>~ ρT<sup>17</sup> || τ ~ 310<sup>8</sup><br />
[[Ficheiro:PPvsCNO.png|esquerda]]
O ciclo CNO é moito máis dependente da temperatura que as cadeas PP polo que a temperaturas elevadas (a partir de 210<sup>7</sup>K) 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.
As estrelas acostuman acabar as súas vidas expandíndose como [[xigante vermella|xigantes vermellas]] para logo contraerse nunha [[anana branca]] ou explotar como [[supernova]]s deixando como remanente a unha [[estrela de neutróns]], un [[púlsar]] ou incluso un [[burato negro]] no caso das estrelas máis masivas.
 
A medida que se produce helio este vaise acumulando no centro dado a súa maior densidade. Cando se produciu unha certa cantidade comeza a interferir nas reaccións de fusión do hidróxeno facendo diminuír a presión da estrela pola que esta debe responder comprimíndose e quentándose un pouco máis ata chegar a imposibilitar a fusión do pouco hidróxeno restante no seu centro. Dise entón que a estrela se ''envelenou'' por helio. Esgotado xa o hidróxeno, o núcleo de helio non pode frear o peso da estrela e empeza a comprimirse. Chegado un punto, e se a estrela é suficientemente pequena (<2,5Msol), o gas de electróns libres [[materia dexenerada|dexenera]] e detén en parte a compresión. A temperatura aumenta ata o punto de ignición do helio, arredor dos 100 millóns de graos. Nas estrelas máis masivas esta transición sucede suavemente xa que o gas apenas dexenerou cando o núcleo se acende. Nas estrelas pequenas, en cambio, o núcleo está parcialmente dexenerado e intensifica as súas reaccións á vez que aumenta de temperatura. Segue así ata que, de golpe, regresa ó réxime de [[gas ideal]], o que produce un alude térmico ocorrendo unha especie de explosión de carácter moderado que non fai perigar a integridade da estrela. É o '''flash de helio'''. A ignición deste elemento, se ben algo violenta, non chega a afectar a integridade da estrela que proseguirá durante uns millóns de anos máis nunha nova fase estable de xigante vermella fusionando o novo combustible. A súa vez, novas capas de hidróxeno virxe adxacentes ó núcleo de helio inician a súa fusión engadindo máis enerxía ó fluxo da estrela e aumentando así a súa luminosidade. Pero este hidróxeno xa non ten que soportar o mesmo peso polo que a presión que emana da nova combustión en capa forza á envoltura da estrela a expandirse. Durante os primeiros anos como xigante vermella as capas máis externas iranse expandindo e arrefriando progresivamente ata chegar a un novo equilibrio.
 
Se a estrela é suficientemente masiva pode que logre consumir o helio e mesmo elementos máis pesados ca este. Pasará entón repetidamente por diversos períodos de estabilidade similares, acompañados de procesos de expansión da súa superficie e contracción do seu núcleo ata que, por fin, se deteñan as reaccións de fusión no seu interior. Estes períodos de estabilidade son cada vez máis breves principalmente por dous motivos. O primeiro é que cada vez hai menos partículas no centro das estrela para fusionar e en segundo lugar está o feito de que cada nova etapa de fusión aporta moita menos enerxía cá anterior. Estes dous efectos combinados fan que o combustible cada vez se esgote moito máis velozmente.
'''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.
 
== Fase de superxigantes vermella ==
 
Onde 1,610³ é o valor de G<sup>(-1/2)</sup> calculado en [[masa solar|masas]] e [[radio solar|radios solares]].<br />
Así mesmo, para achar o resultado anterior realizáronse tamén as seguintes aproximacións: <math>\left | \frac{Gm}{r^2} \right | \sim \frac{GM}{R^2}</math> e <math>\left | \frac{\partial^2 r}{\partial t^2} \right | \sim \frac{R}{\tau^2_d}</math>
 
Así, para o [[Sol]] o tempo dinámico será de 1600 segundos, ou sexa, media hora aproximadamente. Como se ve se, unha das dúas forzas fallase os acontecementos sucederíanse moi repentinamente ata volver a recuperar o equilibrio.
== Véxase tamén ==
=== Outros artigos ===
* [[estrela (astronomía)|EstrelaEstrelas]]s
* [[Clasificación estelar]]
* [[Estrutura estelar]]
378.256

edicións