1. Fusión de hidrógeno: El núcleo del sol es increíblemente caliente y denso, que contiene principalmente hidrógeno. Este entorno extremo permite que los núcleos de hidrógeno (protones) superen su repulsión electrostática y se fusionen juntos.
2. Formación de deuterio: Dos protones chocan, y un protón se transforma en un neutrón, liberando un positrón (electrones antimateria) y un neutrino. El protón y los neutrones resultantes se unen para formar deuterio, un isótopo de hidrógeno pesado.
3. Formación de helio: Deuterium luego se fusiona con otro protón para formar helio-3, que es un isótopo de helio con un neutrón y dos protones. Dos núcleos de helio-3 luego se fusionan, liberando dos protones y formando un núcleo de helio-4 (que contiene dos protones y dos neutrones).
4. Liberación de energía: En cada una de estas reacciones de fusión, alguna masa se convierte en energía de acuerdo con la famosa ecuación de Einstein e =Mc². Esta energía se libera en forma de rayos gamma, energía cinética de las partículas recién formadas y neutrinos.
Reacción general:
La reacción neta simplificada se puede representar como:
4 ¹H → ⁴HE + 2E⁺ + 2νE + 2γ
Esto significa que cuatro núcleos de hidrógeno (protones) se combinan para formar un núcleo de helio, liberando dos positrones, dos neutrinos de electrones y dos rayos gamma.
Puntos clave sobre la fusión nuclear en el sol:
* Temperaturas extremadamente altas: El núcleo del sol alcanza millones de grados Celsius, proporcionando la energía necesaria para superar la repulsión entre los protones.
* alta densidad: El núcleo denso reúne muchos protones juntas, aumentando la probabilidad de colisiones.
* Proceso continuo: La fusión nuclear es un proceso continuo al sol, proporcionando la energía que alimenta su luz y calor.
* Fuente de energía: Las reacciones de fusión del sol convierten una pequeña cantidad de masa en enormes cantidades de energía, lo que lo convierte en una poderosa fuente de energía para nuestro sistema solar.
