La energía del Sol – fusión nuclear, equilibrio hidrostático y potencia emitida
FísicaGravitación y astronomíaEdades 17–18
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Inicia sesión para usarRecorre paso a paso la cadena protón–protón (o el ciclo CNO) en el núcleo del Sol con protones, neutrones, positrones, neutrinos y fotones gamma, y calcula el defecto de masa de 4 ¹H → ⁴He (26,73 MeV) y la masa que pierde el Sol cada segundo, Δm/t = L/c² ≈ 4,3 × 10⁹ kg/s. La pantalla Interior del Sol permite fijar la temperatura y la densidad del núcleo para comparar la presión del gas y de la radiación con la gravedad (equilibrio hidrostático) y muestra por qué los protones deben atravesar la barrera de Coulomb por efecto túnel (pico de Gamow). La pantalla Energía emitida divide el espectro solar en UV, visible e infrarrojo, traza el camino del Sol en el diagrama H–R y estima su tiempo de vida.
Lección: Fusión nuclear en el Sol, defecto de masa y E = Δmc², equilibrio hidrostático y vida del Sol
Qué muestra
El Sol brilla porque los núcleos de hidrógeno de su núcleo se fusionan en helio. Cuatro átomos de hidrógeno tienen un poco más de masa que un átomo de helio; ese defecto de masa de 0,0287 u se libera como 26,7 MeV, así que el Sol convierte en energía unos 4300 millones de kilogramos de masa cada segundo. La fusión necesita unos 15 millones de K y una densidad alta, e incluso así los protones solo se fusionan atravesando su repulsión eléctrica por efecto túnel. La presión del gas caliente equilibra la gravedad y mantiene estable al Sol durante unos 10 000 millones de años.
Cómo usarla
En Fusión en el núcleo, elige Cadena protón–protón o Ciclo CNO y pulsa Reproducir o Paso siguiente para ver cada reacción y cómo la barra de energía llega a 26,73 MeV. En Interior del Sol, arrastra Temperatura del núcleo T y Densidad del núcleo ρ y compara las barras de presión y el pico de Gamow; Centro del Sol devuelve los valores reales. En Energía emitida, arrastra Edad del Sol o usa los botones de Ir a, y cambia Fracción de masa fusionada f.
Parámetros que puedes cambiar
- Pantalla Fusión en el núcleo, Interior del Sol, Energía emitida
- Secuencia de reacciones Cadena protón–protón, Ciclo CNO
- Temperatura del núcleo 5–40 millones de K
- Densidad del núcleo 10–300 10³ kg/m³
- Edad del Sol 0–12,5 miles de millones de años
- Fracción de la masa del Sol que se fusiona 1–100 %
Preguntas para explorar
- ¿Cuántos kilogramos de masa pierde el Sol cada segundo y en qué se convierte esa masa?
- ¿Por qué pueden fusionarse dos protones si su energía cinética media es cientos de veces menor que la barrera de Coulomb?
- Si el núcleo del Sol se contrajera un poco, ¿cómo cambiarían su temperatura, el ritmo de fusión y la presión?
