Fusión nuclear: Diferenzas entre revisións

A reacción de fusión nas [[Estrela (astronomía)|estrela]]s iníciase coa combinación de catro [[núcleo atómico|núcleos]] de hidróxeno-1 ([[protón]]s) para criarcrear dous de hidróxeno-2. Como resultado, son liberados dous [[positrón]]s ([[electrón]]s positivos) e dous [[neutrino]]s son liberados. Estes dous núcleos se xuntanxúntanse con máisoutros dous núcleos de hidróxeno-1, criandocreando así dous núcleos de helio-3 liberando, simultaneamente, [[radiación gama|radiación gamma]]. Os dous núcleos de helio así formados son inestábeis neste estado e, subsecuentemente, sofren outra reacción nuclear de fusión que resulta nun núcleo de helio-4 e dous de hidróxeno-1.

Vale resaltar que hai [[conservación de enerxía]] e, polo tanto, pódese calcular a masa dos catro [[protón]]s e o núcleo de helio, e substraer a suma das masas das partículas iniciais daquelada masa do produto desta reacción nuclear para calcular a masa/enerxía emitida.

Utilizando a ecuación E=mc², pódese calcular a enerxía liberada, oriúndaderivada da diferenza de masa. Unha vez que o valor do "c" é moitomoi grande (3 .· 10¹⁰ cm/s), mesmo unha masa moitomoi pequena corresponde a unha enorme cantidade de enerxía. É esteEste feito que levou moitos enxeñeiros e científicos a iniciar proxectos para o desenvolvemento de [[Reactor nuclear#Reactor Nuclear de Fusión|reactores de fusión]] para xerar [[electricidade]]. (Por exemplo, a fusión duns poucos cm³ de [[deuterio]], un isótopo de hidróxeno, produciría unha enerxía equivalente a aquelaá producida pola queima de 20 toneladas de [[carbón]]).