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Hasta Dónde Puede Llegar El Proceso De Fusión De Una Estrella

Hasta Dónde Puede Llegar El Proceso De Fusión De Una Estrella - Ciencia

 ¿Hasta dónde puede llegar el proceso de fusión dentro de una estrella?

Cuando se produce la unión de protones y neutrones para formar un núcleo atómico el resultado de esa combinación adquiere mayor estabilidad y menor masa que los neutrones y protones por separado. Por lo tanto esa masa sobrante se convierte en energía y se dispersa por radiacción.
Las estrellas como el Sol radian energía formada de esa manera. El Sol convierte 654.600.000 toneladas de hidrógeno en algo menos de 650.000.000 de toneladas de helio por segundo, a pesar de este ritmo el Sol contiene reservas de hidrógeno suficiente como para seguir activo durante miles de millones de años.
Ahora bien cuando se acabe el hidrógeno que ya se habrá formado todo helio el proceso de fusión no termina ahí. Los núcleos de helio todavía se podrán fusionar en núcleos más complejos como los del hierro, de este modo todavía se seguiría emitiendo energía. Sin embargo este proceso no duraría tanto ya que al pasar de helio a hierro se emite mucha menos energía que cuando el hidrógeno se fusiona para convertirse en helio. Por lo tanto una vez lleguemos al hierro se entrará en una vía muerta, los protones y neutrones estarán ya empaquetados con una estabilidad máxima por lo que cualquier cambio que sufriera el hierro no emitiría ningún tipo de energía sino que la absorbería.
Al pasar a la etapa de fusión posterior al helio el núcleo se vuelve más caliente. Al llegar al hierro el núcleo se vuelve tan caliente que produce neutrinos mediante reacciones nucleares los cuales no puede absorber la estrella por lo que se dispersan a la velocidad de la luz llevandose energía consigo, enfriándose así el núcleo bruscamente y se convierte por colapso en una enana blanca. En el lapso del colapso las capas externas que todavía tienen átomos menos complejos que el hierro se fusionan explotando en una nova, la energía resultante de esto forma átomos más complejos que los del hierro. Los restos de las novas se juntan con el gas interestelar, y las estrellas creadas mediantes este gas se llaman estrellas de segunda generación que contienen átomos pesados que no habrían podido adquirir mediante el proceso de fusión ordinario. El Sol es una estrella de segunda generación por eso en la Tierra hay oro y uranio.
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serelmolon

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