b'\n_START_ARTICLE_\nFotodesintegraci\xc3\xb3n\n_START_PARAGRAPH_\nLa fotodesintegraci\xc3\xb3n (tambi\xc3\xa9n llamada fototransmutaci\xc3\xb3n) es un proceso f\xc3\xadsico en el cual un fot\xc3\xb3n gamma de muy alta energ\xc3\xada es absorbido por un n\xc3\xbacleo at\xc3\xb3mico causando que este entre en un estado excitado, que inmediatamente decae emitiendo una part\xc3\xadcula subat\xc3\xb3mica. Un solo prot\xc3\xb3n, neutr\xc3\xb3n o part\xc3\xadcula alfa\xe2\x80\x8b es efectivamente expulsada del n\xc3\xbacleo por el rayo gamma incidente. Este proceso es el inverso al de fusi\xc3\xb3n nuclear, donde elementos ligeros a muy altas temperaturas se combinan para formar elementos m\xc3\xa1s pesados liberando energ\xc3\xada en el proceso. La fotodesintegraci\xc3\xb3n es endot\xc3\xa9rmica (que necesita energ\xc3\xada) para n\xc3\xbacleos at\xc3\xb3micos m\xc3\xa1s ligeros que el hierro y ex\xc3\xb3termica (que libera energ\xc3\xada) para n\xc3\xbacleos at\xc3\xb3micos m\xc3\xa1s pesados que el hierro. La fotodesintegraci\xc3\xb3n es responsable de la nucleos\xc3\xadntesis de, al menos, algunos elementos pesados ricos en protones v\xc3\xada proceso p que tiene lugar en las supernovas.\n_START_SECTION_\nFotodesintegraci\xc3\xb3n del deuterio\n_START_PARAGRAPH_\nUna reacci\xc3\xb3n de fotodesintegraci\xc3\xb3n:_NEWLINE__NEWLINE_fue usada por James Chadwick y Maurice Goldhaber para medir la diferencia de masa entre un prot\xc3\xb3n y un neutr\xc3\xb3n.\xe2\x80\x8b Este experimento demuestra que un neutr\xc3\xb3n no es una part\xc3\xadcula compuesta por un prot\xc3\xb3n y un electr\xc3\xb3n,\xe2\x80\x8b como Ernest Rutherford pensaba.\n_START_SECTION_\nFotodesintegraci\xc3\xb3n del berilio\n_START_PARAGRAPH_\nLa fotodesintegraci\xc3\xb3n del berilio causada por rayos gamma provenientes del antimonio-124 es usada como una fuente de neutrones t\xc3\xa9rmicos.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nHipernova\n_START_PARAGRAPH_\nEn explosiones de estrellas gigantes (250 o m\xc3\xa1s veces la masa del sol), la fotodesintegraci\xc3\xb3n es un factor importante en el evento de supernova. A medida que la estrella alcanza el final de su vida, llega a temperaturas y presiones donde los efectos de la absorci\xc3\xb3n de energ\xc3\xada por la fotodesintegraci\xc3\xb3n reducen temporalmente la presi\xc3\xb3n y temperatura dentro del n\xc3\xbacleo de la estrella. Esto causa que el n\xc3\xbacleo empiece a colapsar como consecuencia de la energ\xc3\xada que se "gasta" en la fotodesintegraci\xc3\xb3n, y el n\xc3\xbacleo colapsado lleva a la formaci\xc3\xb3n de un agujero negro. Una porci\xc3\xb3n de la masa escapa en forma de chorros relativistas, que pudieron haber "rociado" los primeros elementos met\xc3\xa1licos hacia el universo.\xe2\x80\x8b\xe2\x80\x8b\n_START_SECTION_\nFotofisi\xc3\xb3n\n_START_PARAGRAPH_\nLa fotofisi\xc3\xb3n es un proceso similar al de fotodesintegraci\xc3\xb3n donde un n\xc3\xbacleo, luego de absorber rayos gamma, experimenta la fisi\xc3\xb3n nuclear (se parte en dos n\xc3\xbacleos m\xc3\xa1s peque\xc3\xb1os de masa similar). Se ha demostrado que rayos gamma de muy alta energ\xc3\xada puede inducir la fisi\xc3\xb3n en elementos ligeros como el esta\xc3\xb1o.'