Diferenzas entre revisións de «Evolución estelar»

sen resumo de edición
m (Bot: Engado {{Control de autoridades}})
 
=== Ciclo CNO ( >1.5M<sub>Sol</sub> ) ===
As siglas do [[Ciclo carbono-nitróxeno-osíxeno|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10<sup>8</sup> 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.
 
=== Cadeas PP vs Ciclo CNO ===
[[Ficheiro:Triplealfa.png|dereita|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.
 
'''Fraccións de masa:''' <math>X_C \sim 0,49 \qquad X_O \sim 0,49 \qquad X_{Ne}=0,02</math>
== Destino final das estrelas ==
{{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.
 
=== Ananas brancas de helio ( < 0,5M<sub>Sol</sub> ) ===