Abrir o menú principal

Cambios

sen resumo de edición
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.
 
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 conlevacomporta 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|dereita|200px]]
 
== Escalas de tempo na vida das estrelas ==
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 conlevacomporta 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.
 
Así pois podemos escribir unha ecuación que iguale a presión producida polo movemento radial do material estelar á suma das forzas de presión positiva (cara a fóra) xeradas no núcleo e as forzas negativas da gravidade (cara a dentro).
7.964

edicións