Diferencies ente revisiones de «Evolución estelar»

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En [[astronomía]], denominar '''evolución estelar''' a la secuencia de cambeos qu'una [[estrella]] esperimenta a lo llargo de la so esistencia.
 
Mientres enforma tiempu pensóse que les estrelles yeren enormes boles de fueu perpetuo. Nel sieglu XIX apaecen les primeres teoríes científiques sobre l'orixe de la so enerxía: [[William Thomson|Lord Kelvin]] y [[Helmholtz]] propunxeron que les estrelles estrayíen la so enerxía de la gravedá contraer gradualmente. Pero dichu mecanismu dexaría caltener la lluminosidá del [[Sol]] mientres namái unes decenes de millones d'años, lo que nun concordar cola edá de la [[Tierra]] midida polos xeólogos, que yá entós s'envaloraba en dellos miles de millones d'años. Esa discordancia llevó a la busca d'una fonte d'enerxía distinta a la gravedá; na década de 1920 [[Arthur Eddington|Sir Arthur Eddington]] propunxo la [[reacción nuclear|enerxía nuclear]] como alternativa. Anguaño sabemos que la vida de les estrelles ta rexida por esos procesos nucleares y que les fases que traviesen dende la so formación hasta la so muerte dependen de les tases de los distintos tipos de reacciones nucleares y de cómo la estrella reacciona ante los cambeos que nelles se producen al variar la so temperatura y composición internes. Con éses la evolución estelar puede describise como una batalla ente dos fuercesfuercies: la [[fuerzafuercia gravitatorio|gravitatoria]], que dende la formación d'una estrella a partir d'una nube de gas tiende a estruyila y a conducila al colapsu gravitatoriu, y la [[reacción nuclear|nuclear]], que tiende a oponese a esa contraición al traviés de la [[presión]] térmica resultante de les reacciones nucleares. Anque finalmente'l ganador d'esta batalla ye la gravedá (yá que en dalgún momentu la estrella nun va tener más combustible nuclear qu'emplegar), la evolución de la estrella va depender, fundamentalmente, de la so masa inicial y, de segundes, de la so [[metalicidá]] y la so velocidá de rotación lo mesmo que de la presencia d'estrelles compañeres cercanes.
 
Una estrella de metalicidá solar, baxa velocidá de rotación y ensin compañeres cercanes, traviesa les siguientes fases, conforme a la so masa inicial:<ref name="Schaller">[http://adsabs.harvard.edu/abs/1992A%26AS...96..269S Schaller, G. et al. 1992, A&AS 96, 269]</ref><ref name="Heger">[http://adsabs.harvard.edu/abs/2003ApJ...591..288H Heger, A. et al. 2003, ApJ 591, 288]</ref>
Llinia 230:
<center><math>\tau_{din} = \left ( \frac{R^3}{GM} \right )^{1/2} = 1,6 \times 10^3 \left ( \frac{M}{M_{sol}} \right )^{-1} \left ( \frac{R}{R_{sol}} \right )^{3}</math> segundos.</center>
 
Asina, pal [[Sol]] el tiempu dinámicu ye de 1.600 segundos, esto ye, media hora aprosimao. Como se ve, si una de los dos fuercesfuercies fallara, los acontecimientos asocederíense bien rápido hasta volver restaurar l'equilibriu.
 
=== Escala de tiempu térmica ===