Nucli solar: diferència entre les revisions
Contingut suprimit Contingut afegit
m neteja i estandardització de codi |
m Tipografia |
||
Línia 4:
Cada segon, uns 3,6×10<sup>38</sup> [[protons]] (nuclis d'hidrogen) són convertits en nuclis d'heli, alliberant una energia de 380 [[watt|yottawatts]], és a dir, l'equivalent de 9,1×10<sup>10</sup> [[megatona|megatones]] de [[Trinitrotoluè|TNT]] per segon. El ritme de la fusió nuclear està estretament lligat a la densitat, de manera que el ritme de fusió en el nucli es troba en un equilibri autocorrector; un ritme de fusió anormalment alt faria que el nucli s'escalfés més i s'expandís lleugerament contra el pes de les capes exteriors, reduint el ritme de fusió i corregint la pertorbació; i un ritme anormalment baix causaria un refredament del nucli i el faria empetitir-se lleugerament, incrementant el ritme de nou i portant-lo al nivell normal.
Els [[fotons]] altament energètics ([[rajos gamma]] i [[rajos X]]) alliberats en la fusió nuclear triguen molt de temps a arribar a la superfície solar, alentits pel camí indirecte que prenen, així com per una absorció i reemissió constants en diversos punts del mantell solar. Les estimacions del temps que dura el trajecte van des d'un màxim de 50 milions d'anys fins a només 17.000
== Fusió al nucli solar ==
|