Cuando las cosas se juntan, sus átomos chocan entre sí generando un calentamiento por fricción. Cuanto más gas y polvo se acumula en la parte superior, más fricción se crea y más caliente se vuelve el centro de la nube. A medida que la temperatura aumenta, se pasan una serie de umbrales críticos, por ejemplo, se alcanza el umbral de fusión de deuterio y cuando un átomo de deuterio choca con otro átomo de hidrógeno, deuterio o tritio, se mueve lo suficientemente rápido como para que los dos protones se toquen en una fusión. reacción. Si la colisión se produce entre dos átomos de deuterio, el resultado casi siempre será una reacción de fusión con la expulsión de un protón o un neutrón junto con un potente fotón de rayos gamma. Estas dos reacciones dan como resultado la formación de Helio-3 o Tritio a partir de los dos átomos de deuterio. En raras ocasiones, el nuevo núcleo de helio conserva todos los protones y neutrones y libera un fotón de rayos gamma muy poderoso.
Si se produce una colisión de átomos de deuterio y tritio, el resultado casi siempre será una reacción de fusión con la expulsión de uno o dos neutrones. Además de emitir una o más partículas, estas reacciones también liberan un potente fotón de rayos gamma. El núcleo resultante es Helio 3 o Helio 4, dependiendo de si expulsó dos o un neutrón después de la fusión.
Si la colisión es entre un simple protón de hidrógeno y Deuterio, con frecuencia el Protón se liberará nuevamente, pero a veces el nuevo átomo de Helio emitirá un fuerte fotón de rayos gamma en su lugar formando Helio 3.
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En todas estas reacciones, se libera mucha energía en forma de fotones de rayos gamma y esto calienta el gas circundante a una temperatura aún más alta. Si se ha acumulado suficiente masa, la temperatura sube más y es posible una nueva secuencia de eventos de fusión. Cuando dos simples protones de plasma de hidrógeno impactan lo suficiente como para fusionarse, casi siempre se separan nuevamente porque los campos eléctricos de los protones se empujan uno contra el otro. Sin embargo, en un número muy pequeño de casos, los dos protones se unen lo suficiente como para que uno de ellos absorba una partícula beta y se transforme de ser un protón en un neutrón que transforma el átomo de Helio 2 en un átomo de Deuterio. Como se describió anteriormente, el nuevo átomo de deuterio es mucho más fácil de fusionar que los protones desnudos y a veces formará Helio 3 al fusionarse con un protón desnudo del plasma de hidrógeno. El helio 3 es muy bueno para absorber un neutrón en las circunstancias adecuadas para convertirse en helio 4, por lo que cuando las fusiones de deuterio-deuterio o las reacciones de fusión de deuterio-tritio expulsan un neutrón en presencia de helio 3 libre, gran parte del plasma absorberá ese neutrón y se convertirá en helio 4.
En las nubes pequeñas, el colapso y la fusión del Deuterio ya presente en el gas es lo más lejos que llega la fusión porque el núcleo nunca se calienta lo suficiente como para formar Deuterio fresco al fusionar el hidrógeno protónico único que forma 5,999 / 6,000 átomos de hidrógeno. Estos objetos de fusión de Deuterio se calientan mucho, pero no lo suficiente como para convertirse en estrellas normales y se llaman estrellas ‘enanas marrones’ porque una vez que usan su combustible de Deuterio dejan de producir nueva energía y simplemente brillan con calor residual hasta que se enfrían. Los más brillantes de estos que todavía se fusionan con Deuterio o aún muy temprano en el proceso de enfriamiento se denominan objetos enanos de clase L.
En estrellas lo suficientemente grandes como para fusionar hidrógeno de núcleo de protón único regular en deuterio, se obtiene una estrella enana roja de clase M que puede quemar su combustible tan lentamente que algunas de las primeras formadas seguirán brillando cuando el universo sea cien veces tan viejo como es actualmente. Cuanto más grande es la nube que se derrumba para formar la nueva estrella, más caliente se vuelve el núcleo de la nube y más rápido se quema a través de su combustible de hidrógeno.
Las estrellas gigantes más grandes de la clase O solo pueden durar unos pocos millones de años antes de quedarse sin combustible y explotar en una supernova que forma un nuevo agujero negro donde solía estar el núcleo de la estrella. Las estrellas de mayor masa, las clases O y B, a menudo forman un agujero negro después de explotar como una supernova cuando se quedan sin combustible. Las estrellas de clase A son más pequeñas, aproximadamente el doble de masivas que nuestro sol y envejecen mucho más rápido que nuestra estrella con vidas de solo uno o dos mil millones de años. Estas estrellas cambian de la quema de hidrógeno a la quema de helio en sus núcleos y, debido a que esto genera mucho más calor, se expanden a una etapa Gigante Roja donde gran parte de su material es expulsado al espacio como parte del viento solar. Cuando finalmente se quedan sin hidrógeno y helio para quemarse, también explotan, pero son demasiado pequeños para formar un nuevo agujero negro. En cambio, estas estrellas para una estrella de neutrones de aproximadamente 17 km de diámetro donde el material del núcleo solía estar experimentando reacciones de fusión.
Las siguientes son las estrellas de clase F, G y K que duran entre cinco y veinte mil millones de años, dándoles mucho tiempo para permitir que la vida evolucione en uno o más de los planetas que orbitan a su alrededor. Nuestro sol es una estrella tipo G que es lo suficientemente grande como para convertirse en un gigante rojo, pero no lo suficientemente grande como para formar una estrella de neutrones cuando se queda sin combustible. En cambio, el núcleo que queda después de que el viento solar se lleva la mayor parte de la masa de la estrella es una Enana Blanca hecha de materia degenerada del tamaño de la Tierra de diámetro, pero brillando con tanto calor que brilla con luces blancas brillantes durante mil millones de años. o más antes de que se enfríe y deje de brillar. Las estrellas más pequeñas son la variedad enana roja de la clase M, lo suficientemente grande como para fusionar hidrógeno que arde tan lentamente que duran 50 mil millones de años o mucho más. Los modelos matemáticos indican que la estrella enana roja más pequeña que fusiona hidrógeno regular podría durar hasta mil millones de años, o un billón de años.
En cuanto a cuánto dura la fase de encendido, todo depende del tamaño de la estrella. Si tomas la fase de combustión de Deuterio como el período de ignición en la enana marrón de clase L y los objetos enanos rojos de clase M muy pequeños, puede durar millones de años, mientras que las estrellas más grandes de clase O son tan masivas que se colapsan rápidamente hacia adentro incluso cuando el deuterio comienza el período de fusión que eleva la temperatura a temperaturas normales de fusión de hidrógeno con unos pocos meses o años de inicio de la ‘fase de ignición’.
