1. Los ingredientes:
* isótopos de hidrógeno: Las estrellas están compuestas principalmente de hidrógeno, el elemento más simple. Dentro del núcleo de la estrella, hay dos isótopos de hidrógeno:
* protium (¹h): La forma más común de hidrógeno, que contiene un solo protón.
* Deuterium (²h): Un isótopo más pesado de hidrógeno, que contiene un protón y un neutrón.
2. El proceso:
* Alta temperatura y presión: En lo profundo del núcleo de la estrella, la inmensa presión gravitacional y el calor crean condiciones extremas.
* Superando la barrera de Coulomb: Los protones cargados positivamente en los núcleos de hidrógeno se repelen entre sí debido a la fuerza electromagnética. El calor extremo proporciona suficiente energía para superar esta repulsión, lo que permite que los núcleos se acerquen lo suficiente como para que ocurra la fusión.
* Reacción de fusión: Cuando los protones se fusionan, forman deuterio, liberando energía en el proceso. Este deuterio puede fusionarse con otro protón, formando helio (⁴he) y liberando aún más energía.
La reacción de fusión más común en el sol es:
4 ¹h → ⁴he + 2 e⁺ + 2 νe + 2γ
3. Lanzamiento de energía:
* equivalencia de energía de masa: La masa total del núcleo de helio producido es ligeramente menor que la masa combinada de los cuatro núcleos de hidrógeno. Esta diferencia en la masa se convierte en energía, según la famosa ecuación de Einstein e =Mc².
* Transporte de energía: Esta energía se libera como rayos gamma, que son absorbidos y reemitidos por el plasma de la estrella, finalmente alcanzan la superficie de la estrella y se irradian en el espacio como luz y calor.
En resumen:
La fusión nuclear en las estrellas es el proceso de combinar núcleos más ligeros (hidrógeno) en núcleos más pesados (helio) bajo una inmensa presión y calor. Este proceso libera enormes cantidades de energía, que es lo que hace que las estrellas brille.
