Article:

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

30-03-2004 Carles Puncernau Ferrer

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.

QuŔ es cremaQuŔ s'obtÚMassa estelarTemperatura ║C.
Hidr˛genHeli + gegant vermella>0,08 sols, sin˛ nana marrˇ15 milions
HeliCarboni+ una neb. PlanetÓria+ Nana blanca >0,5 sols100 mililons
CarboniNeˇ + Oxigen> 8 sols500-1.000 mililons
OxigenSilici + ferro1.500 milions

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.