Nucleosíntesi estel·lar: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m Correcció tipogràfica: espai sobrant |
m tag sup mal tancat |
||
Línia 38:
=== Combustió del carboni ( > 8 M<sub>Sol</sub> ) ===
[[Fitxer:Carbonburn.png|left|180px|Combustió del carboni]]
Acabada la fusió de l'heli el nucli torna a comprimir-se i a elevar la seva temperatura. Dels tres elements que majoritàriament componen el nucli en aquest estadi, carboni i oxigen en un 90% més una mica de neó, és el carboni el què té la temperatura de fusió més baixa, uns 600 milions de graus ('''6·10<sup>8</sup> K'''). Arribats a aquesta temperatura i a una densitat d'uns '''2×10<sup>8</sup> kg/m
'''Fraccions de massa:''' <math>X_O \sim 0,59 \qquad X_{Ne} \sim 0,28 \qquad X_{Mg} \sim 0,05</math>
Línia 50:
=== Combustió de l'oxigen ===
[[Fitxer:Oxigenburn.png|left|180px|combustió de l'oxigen]]
Finalitzada l'etapa del neó el nucli de l'estrella es torna a escalfar i contreure fins a '''1,5''' a '''2·10<sup>9</sup> K''' i '''10<sup>7</sup> g/cm³''' temperatura i densitat a partir de les quals s'arriba a la ignició de l'oxigen. La reacció de fusió nuclear de l'oxigen produeix diversos canals de sortida, uns més probables que uns altres, de la mateixa manera que ocorria en la fusió del carboni. L'etapa dura uns pocs mesos, potser un any, i les seves cendres són sobretot [[silici]]-28 acompanyat de silici-30, [[sofre]]-34, [[calci]]-42 i [[titani]]-46. Molts d'aquests elements són subproductes de les reaccions amb protons, neutrons o
=== Fotodesintegració i combustió del silici ===
|