Fusión nuclear

A fusión nuclear é un proceso físico durante o que se xuntan dous ou máis átomos e forman outro átomo de maior número atómico. A fusión nuclear só acontece a temperaturas de varios millóns de graos e vai seguida dunha enorme liberación de enerxía.

O principal tipo de fusión que ocorre no interior das estrelas é o de hidróxeno en helio, onde catro átomos de hidróxeno se xuntan para formar un átomo de helio. Mais como a 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 estrelas iníciase coa combinación de catro núcleos de hidróxeno-1 (protóns) para crear dous de hidróxeno-2. Como resultado, son liberados dous positróns (electróns positivos) e dous neutrinos. Estes dous núcleos xúntanse con outros dous núcleos de hidróxeno-1, creando así dous núcleos de helio-3 liberando, simultaneamente, 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 protóns 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.

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