Article:

Temperatura d'inici de les diverses fases de la fusió nuclear a les estrelles

30-03-2004 Carles Puncernau

Les estrelles es formen per acumulació de pols i gasos interestelars, hidrogen majoritàriament, pels efectes atractius de la força de la gravetat. Un cop tenim la protoestrella formada comencen a treballar les forces de pressió que fan equilibrar les de gravetat, si aquesta guanya l’estrella es comprimeix i s’escalfa, i si guanya la pressió s’expansiona i refreda.
El ferro no produeix fusió nuclear, però per contracció pot pujar fins als 5.000 milions ºC , descomposant-se en heli i refredant-se, amb el qual es torna a contraure, fins arribar a explotar, si la massa de l'estrella està entre 2 i 5,7 masses solars, com una supernova gravitatòria i deixant com nucli una estrella de neutrons a 10.000 milions ºC.

Què es crema	Què s'obté	Massa estelar	Temperatura ºC.
Hidrògen	Heli + gegant vermella	>0,08 sols, sinò nana marró	15 milions
Heli	Carboni+ una neb. Planetària+ Nana blanca	>0,5 sols	100 mililons
Carboni	Neó + Oxigen	> 8 sols	500-1.000 mililons
Oxigen	Silici + ferro		1.500 milions