Diferencies ente revisiones de «Estrella de carbonu»

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Suelse subdividir les estrelles de carbonu y esplicar les distintes clases por distintos mecanismos astrofísicos. McClure<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1985JRASC..79..277M&db_key=AST&data_type=HTML&format=&high=4422f74cc711450 The carbon and related stars]</ref> estrema ente ''estrelles de carbonu clásicu'', y otres ''non-clásiques'' que son menos masives.
 
Nes '''estrelles de carbonu clásicu''', créese que la bayura de carbonu ye un productu de la [[fusión d'heliu]], específicamente'l [[procesu triple alfa]] nel interior d'una estrella, que les xigantes algamen cerca del final de les sos vides na llamada [[Caña asintótica xigante]] (n'[[idioma inglés|inglés]] AGB, Asymptotic Giant Branch). Estos productos de la fusión nuclear fueron traíos a la superficie estelar por episodios de [[conveición]] posteriores a la producción de carbonu y otros elementos. De normal esti tipu d'estrella de carbonu AGB funde hidróxenu nuna capa de combustión d'hidróxenu, pero n'episodios separaos por 10<sup>4</sup>10⁴-10<sup>5</sup>10⁵ años, la estrella pasa a la fusión d'heliu nuna capa, mientres la fusión d'hidróxenu cesa temporalmente. Nesta fase la lluminosidá de la estrella aumenta, y material del interior estelar (en particular carbonu) xube. Puesto que la lluminosidá álzase, la estrella espandir colo que la fusión d'heliu cesa, y la fusión d'hidróxenu volver# a entamar. Nestes fases de fusión rápida d'heliu, la perda de masa de la estrella ye considerable, y depués de dellos episodios, una estrella AGB tresformar nuna [[nana blanca]] caliente, y la so atmósfera ye'l material pa una [[nebulosa planetaria]].
 
== Allugamientu ==
|-
|MK-type
|style="background-color: #FFE0Y0FFE0e0"|R0
|style="background-color: #FFC0C0"|R3
|style="background-color: #FFB0B0"|R5
|-
|giant equiv.
|style="background-color: #FFE0Y0FFE0e0"|G7-G8
|style="background-color: #FFC0C0"|K1-K2
|style="background-color: #FFB0B0"|''~K2-K3''
|-
|T<sub>eff</sub>
|style="background-color: #FFE0Y0FFE0e0"|4300
|style="background-color: #FFC0C0"|3900
|style="background-color: #FFB0B0"|''~3700''
|MK-type
|style="background-color: #FFF0F0"|C0
|style="background-color: #FFE0Y0FFE0e0"|C1
|style="background-color: #FFD0D0"|C2
|style="background-color: #FFC0C0"|C3
|giant equiv.
|style="background-color: #FFF0F0"|G4-G6
|style="background-color: #FFE0Y0FFE0e0"|G7-G8
|style="background-color: #FFD0D0"|G9-K0
|style="background-color: #FFC0C0"|K1-K2
|T<sub>eff</sub>
|style="background-color: #FFF0F0"|4500
|style="background-color: #FFE0Y0FFE0e0"|4300
|style="background-color: #FFD0D0"|4100
|style="background-color: #FFC0C0"|3900
!example(s)
|-
|colspan="6" style="background-color: #y0y0FFe0e0FF"|'''classical carbon stars'''
|-
!style="vertical-align: top"|C-R:
|style="vertical-align: top"|''[[R Leporis|R&#xA0;Leporis]]''.
|-
|colspan="6" style="background-color: #y0y0FFe0e0FF"|'''non-classical carbon stars'''
|-
!style="vertical-align: top"|C-J: