Objetivos
Descripción general de las reacciones nucleares en juego en una estrella muy masiva.
Síntesis de elementos pesados
Las altas temperaturas alcanzadas durante las fases energéticas de fin de vida de las
estrellas más masivas permiten la fusión de los elementos hasta el hierro. La síntesis
triple
conduce, a partir de 3 núcleos de helio a un núcleo de carbono.
La temperatura de ignición
aumenta
con el número de cargas de los reactivos de la fusión. En cambio, las reacciones son cada vez menos
exotérmicas hasta el hierro.
| Fase |
Temperature (K) |
Masa voúmica (kg/m3) |
Duración |
| Fusión H |
|
5000 |
años |
| Fusión He |
|
|
años |
| Fusión C |
|
|
600 años |
| Fusión O |
|
|
6 meses |
| Fusión Si |
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1 dia |
| Colapso del núcleo |
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1/4 s |
Las estapas de fusión son cada vez más cortas, y la temperatura cada vez más alta.
El límite del hierro
Más allá del hierro (A = 26, Z =56), el balance de energía de conexión entre núcleos es
desfavorable : la fusión exotérmica se vuelve endotérmica. La fuerte estabilidad del núcleo de
hierro conduce al pico de abundancia.
Los elementos más pesados que el hierro resultan del fenómeno de radición de neutrones,
transformando los núcleos ya masivos en elementos aún más masivos (plomo, oro, hasta el
uranio). La lentitud del proceso, y las condiciones termodinámicas desfavorables, explican la
débil abundancia relativa de estos elementos.
Polvo de estrellas
La
presión de radiación
generada por las temperaturas elevadas conduce a un fuerte viento estelar que sopla la capa exterior
(como las estrellas
Wolf-Rayet
) y conduce a dispersar los elementos pesados sintetizados en la fragua estelar. Poco a poco, el universo
se enriquece de elementos
más pesados
que el hidrógeno y el helio creados en el big-bang.
Introducción