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    Acerca de la fusión nuclear en Stars

    La fusión nuclear es el alma de las estrellas y un proceso importante para comprender cómo funciona el universo. El proceso es lo que impulsa nuestro propio Sol, y por lo tanto es la fuente raíz de toda la energía en la Tierra. Por ejemplo, nuestra comida se basa en comer plantas o comer cosas que comen plantas, y las plantas usan la luz del sol para hacer comida. Además, prácticamente todo en nuestros cuerpos está hecho de elementos que no existirían sin fusión nuclear.

    ¿Cómo comienza Fusion?

    La fusión es un estado que ocurre durante la formación de estrellas. Esto comienza en el colapso gravitatorio de una nube molecular gigante. Estas nubes pueden abarcar varias docenas de años luz cúbica y contienen grandes cantidades de materia. A medida que la gravedad colapsa la nube, se divide en pedazos más pequeños, cada uno centrado alrededor de una concentración de materia. A medida que estas concentraciones aumentan en masa, la gravitación correspondiente y, por lo tanto, todo el proceso se acelera, y el colapso en sí mismo crea energía térmica. Eventualmente, estas piezas se condensan bajo el calor y la presión en esferas gaseosas llamadas protoestrellas. Si una protostar no concentra suficiente masa, nunca alcanza la presión y el calor necesarios para la fusión nuclear, y se convierte en una enana marrón. La energía que surge de la fusión que tiene lugar en el centro logra un estado de equilibrio con el peso de la materia de la estrella, evitando un colapso adicional incluso en estrellas supermasivas.

    Stellar Fusion

    La mayor parte de lo que hace una estrella es hidrógeno gaseoso, junto con algo de helio y una mezcla de oligoelementos. La enorme presión y el calor en el núcleo del Sol son suficientes para provocar la fusión del hidrógeno. La fusión de hidrógeno genera dos átomos de hidrógeno juntos, lo que da como resultado la creación de un átomo de helio, neutrones libres y una gran cantidad de energía. Este es el proceso que crea toda la energía liberada por el Sol, incluido todo el calor, la luz visible y los rayos UV que eventualmente llegan a la Tierra. El hidrógeno no es el único elemento que se puede fusionar de esta manera, pero los elementos más pesados ​​requieren sucesivamente mayores cantidades de presión y calor.

    Se está acabando el hidrógeno

    Eventualmente las estrellas comienzan a agotarse hidrógeno que proporciona el combustible básico y más eficiente para la fusión nuclear. Cuando esto sucede, la energía ascendente que mantenía el equilibrio evitaba la condensación adicional de la estrella, provocando una nueva etapa de colapso estelar. Cuando el colapso ejerce suficiente presión sobre el núcleo, es posible una nueva ronda de fusión, esta vez quemando el elemento más pesado del helio. Las estrellas con una masa de menos de la mitad de nuestro Sol carecen de los medios para fusionar el helio y convertirse en enanas rojas.

    Fusión en curso: estrellas de tamaño medio

    Cuando una estrella comienza a fusionar helio en el núcleo, la producción de energía aumenta sobre la de hidrógeno. Este mayor rendimiento empuja las capas externas de la estrella más lejos, aumentando su tamaño. Irónicamente, estas capas exteriores están ahora lo suficientemente lejos de donde se produce la fusión para enfriarse un poco, convirtiéndolas de amarillo a rojo. Estas estrellas se convierten en gigantes rojas. La fusión de helio es relativamente inestable, y las fluctuaciones de temperatura pueden causar pulsaciones. Crea carbono y oxígeno como subproductos. Estas pulsaciones tienen el potencial de volar las capas externas de la estrella en una explosión de nova. Una nova a su vez puede crear una nebulosa planetaria. El núcleo estelar restante se enfriará gradualmente y formará una enana blanca. Este es el probable fin para nuestro propio Sol.

    Fusión en curso: estrellas grandes

    Las estrellas más grandes tienen más masa, lo que significa que cuando el helio se agota, pueden tener una nueva ronda de colapso y producir la presión para comenzar una nueva ronda de fusión, creando elementos aún más pesados. Esto puede continuar hasta que se alcance el hierro. El hierro es el elemento que divide los elementos que pueden producir energía en fusión de aquellos que absorben energía en la fusión: el hierro absorbe un poco de energía en su creación. Ahora la fusión es agotadora, en lugar de crear energía, aunque el proceso es desigual (la fusión de hierro no se producirá universalmente en el núcleo). La misma inestabilidad de fusión en estrellas supermasivas puede hacer que expulse sus caparazones externos de forma similar a las estrellas normales, y el resultado se llama supernova. Una consideración importante en la mecánica estelar es que toda la materia en el universo más pesada que el hidrógeno es el resultado de la fusión nuclear. Los elementos verdaderamente pesados, como el oro, el plomo o el uranio, solo se pueden crear a través de explosiones de supernova. Por lo tanto, todas las sustancias con las que estamos familiarizados en la Tierra son compuestos construidos a partir de los restos de una desaparición estelar pasada.

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