Nucli solar: diferència entre les revisions

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 anys. Després d'un últim viatje a través de la convectiva capa exterior fins la "superfície" transparent de la fotosfera, els fotons escapen en forma de llum visible. Cada raig gamma que surt del nucli solar es converteix en milions de fotons de llum visible abans de fugir a l'espai. Les fusions que tenen lloc al nucli també alliberen [[neutrí|neutrins]] però, a diferència dels fotons, gairebé no interactuen amb la matèria, així que quasi tots s'escapen del Sol immediatament. Durant molts anys, el nombre de neutrins produïts al Sol que eren detectats era [[problema dels neutrins solars|molt inferior al que predeien les teories]], un problema que va ser resolt recentment gràcies a una millor comprensió dels efectes de l'[[oscil·lació dels neutrins]].

 

[[Fitxer:FusionintheSun.svg|thumb|250px|right|La [[cadena protó-protó]] és dominant en estrelles de la mida del Sol]]

El procés de fusió més important de la natura és el que té lloc als estels. El resultat és la fusió de quatre protons en una partícula alfa, amb l'alliberament de dos positrons, dos neutrins, i energia. Als estels de la mida del Sol, és la cadena protó-protó la que domina.

[[ko:태양핵]]

[[lt:Žvaigždės šerdis]]

[[ru:Солнечное ядро]]

[[sk:Jadro Slnka]]