Evolución estelar: Diferenzas entre revisións
Contido eliminado Contido engadido
{{1000 artigos icona título|materia=Cultura científica}} |
consume > consome |
||
Liña 22:
== 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
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.
Liña 85:
=== Fotodesintegración do neon ===
Terminado o carbono do núcleo central este volve a contraerse ata chegar á temperatura de '''1,210<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 (
<math>\alpha + {}^{20}Ne \rightarrow {}^{24}Mg + \gamma \qquad Q = 9,31MeV</math></center>
|