Article on other languages:
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 criar dous de hidróxeno-2. Como resultado, dous positróns (electróns positivos) e dous neutrinos son liberados. Estes dous núcleos se xuntan con máis dous núcleos de hidróxeno-1, criando 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 substraer a suma das masas das partículas iniciais daquela do produto desta reacción nuclear para calcular a masa/enerxía emitida.
Utilizando a ecuación E=mc2, pódese calcular a enerxía liberada, oriúnda da diferenza de masa. Unha vez que o valor do "c" é moito grande (3 . 1010 cm/s), mesmo unha masa moito pequena corresponde a unha enorme cantidade de enerxía. É este feito que 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 a aquela producida pola queima de 20 toneladas de carbón).