Revisión como estaba o 29 de xullo de 2016 ás 19:21 editar Alfonso Márquez (conversa \| contribucións) 115.733 edicións →‎Véxase tamén: Control de autoridades ← Edición máis vella		Revisión actual feita o 13 de decembro de 2017 ás 13:05 editar desfacer BanjoBot 2.0 (conversa \| contribucións) Bots 393.002 edicións m Bot: Substitución da categoría "Física nuclear e de partículas" pola categoría "Física nuclear"; cambios estética
Liña 3: O principal tipo de fusión que ocorre no interior das ''estrela''s é o de [[hidróxeno]] en [[helio]], onde catro [[átomo]]s de hidróxeno se xuntan para formar un átomo de helio. Mais como a [[masa atómica\|masa]] dun átomo de '''He''' é lixeiramente menor que a dos catro átomos de '''H''', esa diferenza é compensada liberándose [[enerxía]], de acordo coa famosa ecuación [[E=mc²]] de [[Einstein]]. A reacción de fusión nas [[Estrela (astronomía)\|~~estrela~~estrelas]]s iníciase coa combinación de catro [[núcleo atómico\|núcleos]] de hidróxeno-1 ([[protón]]s) para crear dous de hidróxeno-2. Como resultado, son liberados dous [[positrón]]s ([[electrón]]s positivos) e dous [[neutrino]]s. Estes dous núcleos xúntanse con outros dous núcleos de hidróxeno-1, creando 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 subtraer a suma das masas das partículas iniciais da masa do produto desta reacción nuclear para calcular a masa/enerxía emitida. Liña 17: {{Física en progreso}} [[Categoría:Física nuclear ~~e de partículas~~]]

Fusión nuclear: Diferenzas entre revisións