Una estrella típica de tipo sol contiene algo así como [matemáticas] 10 ^ {57} [/ matemáticas] átomos de hidrógeno: es un 1 seguido de 57 ceros. Dicha estrella se fusiona aproximadamente [matemáticas] 6 \ veces 10 ^ {11} [/ matemáticas] átomos de hidrógeno en helio cada segundo, liberando algo como [matemáticas] 3.8 \ veces 10 ^ {28} [/ matemáticas] julios de energía por segundo. Por el contrario, una planta de energía nuclear podría emitir [matemática] 10 ^ 9 [/ matemática] julios de energía por segundo, por lo que una estrella típica está emitiendo una gran cantidad de energía. La mayor parte de esa energía se libera como fotones (aunque solo una parte está en el espectro de luz visible).
Una vez que se liberan esos fotones, seguirán viajando hacia afuera a la velocidad de la luz. La intensidad disminuirá por la ley del cuadrado inverso: efectivamente, la misma intensidad de luz se extiende sobre una esfera más grande a medida que los fotones se alejan de la estrella, y el área de superficie de una esfera si [matemáticas] 4 \ pi r ^ 2 [ / matemática], por lo que las estrellas que están más tenues y más lejos necesitan telescopios para reunir suficiente luz para que nuestros ojos puedan verlas. Pero la cantidad de energía que emite una estrella es tan grande que r necesita estar a gran escala para reducir la intensidad de una estrella por debajo de la visibilidad.
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