Estrella | rutas de reacción de fusión nuclear
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Rutas de reacción de fusión nuclear

Descripción general de la cadena protón-protón
El ciclo carbono-nitrógeno-oxígeno

En los núcleos de las estrellas tienen lugar una variedad de reacciones de fusión nuclear que dependen de su masa y composición. Cuando se fusionan los núcleos, la masa del producto fusionado es menor que la masa de las partes originales. Esta masa perdida se convierte en energía electromagnética, de acuerdo con la relación de equivalencia entre masa y energía mc2.[3]

El proceso de fusión de hidrógeno es sensible a la temperatura, por lo que un aumento moderado en la temperatura del núcleo dará lugar a un aumento significativo en la tasa de fusión. Como resultado, la temperatura central de las estrellas de secuencia principal solo varía de 4 millones de grados kelvin para una estrella de clase M pequeña a 40 millones de grados kelvin para una estrella masiva de clase O.[131]

En el núcleo del Sol, con un núcleo de 10 millones de grados kelvin, el hidrógeno se fusiona para formar helio mediante la cadena protón-protón:[157]

4¹H → 2²H + 2e+ + 2νe (4.0 MeV + 1,0 MeV)
2e+ + 2e → 2γ (2 x 1,0 MeV)
2¹H + 2²H → 2³He + 2γ (5,5 MeV)
2³He → 4He + 2¹H (12,9 MeV)

Estas reacciones quedan reducidas en la reacción global:

4¹H → 4He + 2e+ + 2γ + 2νe (26,7 MeV)

Donde e + es un positrón, γ es un fotón de rayos gamma, νe es un neutrino, y H y He son isótopos de hidrógeno y helio, respectivamente. La energía liberada por esta reacción está en millones de electronvoltios, que en realidad solo es una pequeña cantidad de energía. Sin embargo, ocurren constantemente un número enorme de estas reacciones, produciendo toda la energía necesaria para sostener la salida de radiación de la estrella. En comparación, la combustión de dos moléculas de gas hidrógeno con una molécula de gas oxígeno solo libera 5,7 eV.

Mínima masa estelar requerida para la fusión
Elemento Masas
solares
Hidrógeno 0,01
Helio 0,4
Carbono 5[158]
Neón 8

En estrellas más masivas el helio se produce en un ciclo de reacciones catalizadas por el carbono, es el ciclo CNO o ciclo de Bethe.[157]

En estrellas cuyos núcleos se encuentran a 100 millones de grados K y cuyas masas van desde 0,5 a las 10 M, el helio resultante de las primeras reacciones puede transformarse en carbono mediante del proceso triple-alfa:

4He + 4He + 92 keV → 8*Be
4He + 8*Be + 67 keV → 12*C
12*C → 12C + γ + 7,4 MeV

La reacción global es:

34He → 12C + γ + 7,2 MeV

En las estrellas masivas, los elementos más pesados también se pueden producir combustión en un núcleo de contracción mediante los procesos de combustión de neón y de combustión de oxígeno. La fase final del proceso de nucleosíntesis estelar es el proceso de combustión del silicio que da como resultado la producción del hierro isotópico estable-56, un proceso endotérmico que consume energía, por lo que solo se puede producir energía adicional a través del colapso gravitacional.[157]

El ejemplo siguiente muestra la cantidad de tiempo requerida para que una estrella de 20 M consuma todo su combustible nuclear. Como estrella de la secuencia principal de clase O, sería 8 veces el radio solar y 62 000 veces la luminosidad del Sol.[159]

Material
combustible
Temperatura
(millones de grados kelvin)
Densidad
(kg/cm3)
Duración de la combustión
(τ en años)
H 37 0,0045 8,1 millones
He 188 0.97 1,2 millones
C 870 170 976
Ne 1.570 3.100 0,6
O 1.980 5.550 1,25
S/Si 3.340 33.400 0,0315[160]