1. Reacción en cadena de proton-protón (cadena PP):
* dominante en estrellas como nuestro sol: Este es el principal proceso de fusión en estrellas con masas menos de aproximadamente 1.5 veces la masa del sol.
* Pasos:
* Paso 1: Dos protones se fusionan para formar un núcleo de deuterio, liberando un positrón (anti-electrones) y un neutrino.
* Paso 2: Un núcleo de Deuterium captura un protón, produciendo un núcleo de helio-3 y un fotón de rayos gamma.
* Paso 3: Dos núcleos de helio-3 se fusionan, formando un núcleo de helio-4 (partícula alfa) y liberando dos protones.
2. CNO Ciclo:
* dominante en estrellas más masivas: Este ciclo implica carbono, nitrógeno y oxígeno como catalizadores en el proceso de fusión.
* Pasos:
* Paso 1: Un núcleo de carbono-12 captura un protón, formando un núcleo de nitrógeno-13.
* Paso 2: El nitrógeno-13 decae en carbono-13, liberando un positrón y un neutrino.
* Paso 3: Carbon-13 captura un protón, formando nitrógeno-14.
* Paso 4: Nitrógeno-14 captura un protón, formando oxígeno-15.
* Paso 5: El oxígeno-15 decae en nitrógeno-15, liberando un positrón y un neutrino.
* Paso 6: Nitrógeno-15 captura un protón, formando carbono-12 y liberando un núcleo de helio-4 (partícula alfa).
3. Proceso de triple alfa:
* Responsable de Helium Fusion: Este proceso ocurre a temperaturas superiores a 100 millones de Kelvin y es la principal fuente de energía en las estrellas después de haber agotado su suministro de hidrógeno.
* Pasos:
* Paso 1: Dos núcleos de helio-4 (partículas alfa) se fusionan, formando un núcleo berilio-8. Esta reacción es altamente inestable y tiene una vida corta.
* Paso 2: Un segundo núcleo de helio-4 se fusiona con berilio-8, formando un núcleo de carbono-12 y liberando energía.
4. Otras reacciones de fusión:
* Elementos más pesados: A medida que las estrellas evolucionan y sus temperaturas centrales aumentan, pueden fusionar elementos más pesados, como carbono, oxígeno, neón e incluso hierro.
* quema de silicio: Esta es la etapa final de la fusión en una estrella masiva. Los núcleos de silicio sufren reacciones rápidas, produciendo elementos más pesados hasta el hierro. El hierro es el elemento más estable, y su fusión no libera energía; En realidad requiere entrada de energía.
Takeaways de teclas:
* La fusión nuclear es la principal fuente de energía de las estrellas.
* El tipo de reacciones de fusión depende de la masa y la temperatura de la estrella.
* Las reacciones de fusión liberan grandes cantidades de energía, responsables de la luz y el calor de la estrella.
* A medida que las estrellas evolucionan, se someten a varias etapas de fusión, lo que finalmente conduce a la producción de elementos más pesados.
¡Avíseme si desea una inmersión más profunda en alguna de estas reacciones o algún otro aspecto de la física estelar!
