Article:

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

30-03-2004 Carles Puncernau

Les estrelles es formen per acumulaciˇ de pols i gasos interestelars, hidrogen majoritÓriament, pels efectes atractius de la forša de la gravetat. Un cop tenim la protoestrella formada comencen a treballar les forces de pressiˇ que fan equilibrar les de gravetat, si aquesta guanya l’estrella es comprimeix i s’escalfa, i si guanya la pressiˇ s’expansiona i refreda.
El ferro no produeix fusiˇ nuclear, per˛ per contracciˇ pot pujar fins als 5.000 milions ║C , descomposant-se en heli i refredant-se, amb el qual es torna a contraure, fins arribar a explotar, si la massa de l'estrella estÓ entre 2 i 5,7 masses solars, com una supernova gravitat˛ria i deixant com nucli una estrella de neutrons a 10.000 milions ║C.

QuŔ es crema QuŔ s'obtÚ Massa estelar Temperatura ║C.
Hidr˛gen Heli + gegant vermella >0,08 sols, sin˛ nana marrˇ 15 milions
Heli Carboni+ una neb. PlanetÓria+ Nana blanca >0,5 sols 100 mililons
Carboni Neˇ + Oxigen > 8 sols 500-1.000 mililons
Oxigen Silici + ferro 1.500 milions