Abrir o menú principal

Cambios

consume > consome
== Secuencia principal ==
{{Artigo 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 consumenconsomen 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.
 
=== Fotodesintegración do neon ===
Terminado o carbono do núcleo central este volve a contraerse ata chegar á temperatura de '''1,210<sup>9</sup> K''' momento no cal volve a deterse o colapso durante uns poucos anos, unha década como máximo. 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 (consumeconsome 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>
 
8.973

edicións