Aquí hay un desglose:
1. Fusión de hidrógeno: En lo profundo del núcleo de una estrella, la presión intensa y el calor hacen que los átomos de hidrógeno colisionen con una fuerza tremenda.
2. Superación de repulsión: Normalmente, los protones cargados positivamente dentro de los átomos de hidrógeno se repelen entre sí. Sin embargo, las condiciones extremas en el núcleo de la estrella superan esta repulsión.
3. fusión en helio: Cuando los átomos de hidrógeno chocan con suficiente energía, se fusionan para formar átomos de helio. Este proceso de fusión libera una tremenda cantidad de energía, principalmente en forma de luz y calor.
4. Conversión de energía de masa: La clave de este proceso es que la masa del átomo de helio resultante es ligeramente menor que la masa combinada de los cuatro átomos de hidrógeno que entró en la reacción. Esta diferencia en la masa se convierte en energía, siguiendo la famosa ecuación de Einstein e =Mc².
Este proceso continúa a lo largo de la vida de una estrella, proporcionando la energía que le permite brillar y producir calor.
Es importante tener en cuenta que este proceso es increíblemente eficiente. Una estrella puede quemar su combustible de hidrógeno durante miles de millones de años antes de que finalmente se agote y se transfiera a una etapa diferente de su ciclo de vida.
