El artículo explica la fuente de energía del Sol: la fusión nuclear del hidrógeno en helio en su núcleo, a 15 millones de K y bajo una presión de 26 petapascales. Este proceso convierte 4,3 millones de toneladas de masa por segundo en energía (E=mc²), produciendo 4×10²⁶ W. La fusión protón-protón requiere superar la barrera de Coulomb, algo que la temperatura por sí sola no permite. El efecto túnel cuántico hace posible la fusión a pesar de una energía cinética insuficiente. La interacción débil convierte un protón en neutrón, formando deuterio, luego helio-3 y -4, liberando neutrinos y radiación gamma.
La energía del Sol proviene de la fusión nuclear del hidrógeno en helio en su núcleo extremadamente denso y caliente (15 millones de K). Cada segundo, 627 millones de toneladas de hidrógeno se fusionan, transformando 4,3 millones de toneladas en energía pura según E=mc². La fusión es posible gracias a un fenómeno cuántico: el efecto túnel. Este permite a los protones superar su repulsión eléctrica (barrera de Coulomb) incluso si su temperatura es insuficiente. Este proceso, llamado cadena protón-protón, libera enormes cantidades de energía y ha mantenido al Sol durante 4.600 millones de años.
El Sol es una estrella enorme cuyo diámetro es 109 veces el de la Tierra, es decir, 3,6 veces la distancia Tierra/Luna. Su volumen es 1,3 millones de veces el de la Tierra.
La fuerza gravitacional en la superficie (274 m/s², 28 veces la de la Tierra) de esta masa enorme (1,989×10³⁰ kg) comprime la materia en su centro. Aunque su núcleo tenga un diámetro igual a la distancia Tierra/Luna, el volumen del núcleo representa solo el 1,5 % del volumen total.
Sin embargo, es allí, en su núcleo a unos 15 millones de kelvins o grados Celsius (1 K = -273,15 °C), donde cada segundo, 627 millones de toneladas de hidrógeno se fusionan para producir 622,7 millones de toneladas de helio. La diferencia de masa (4,3 millones de toneladas) se convierte en energía, 4×10²⁶ julios, es decir, aproximadamente 1,5×10¹⁹ kilovatios-hora (10 billones de billones de kWh).
Desde hace 4.570 millones de años, el Sol consume 4 millones de toneladas de hidrógeno por segundo.
La presión gravitacional en el centro del Sol es de 26 petapascales (26×10¹⁵ Pa), es decir, 260 mil millones de veces la presión atmosférica en la superficie de la Tierra. A esta presión, 1 m³ de hidrógeno pesa 150 toneladas. 1 m³ de hidrógeno en la Tierra pesa 90 gramos. Hay, por lo tanto, 1,6 millones de veces más átomos de hidrógeno en 1 m³ en el centro del Sol que en 1 m³ de hidrógeno en la Tierra (no es tan enorme como parece).
A esta presión y temperatura (15 millones de kelvins), la fusión nuclear puede comenzar.
Los núcleos de hidrógeno se fusionarán y formarán un núcleo de helio, liberando una enorme cantidad de energía (15 veces más que la fisión nuclear que se produce en nuestras centrales).
El tamaño o la posición de un protón es una densidad de probabilidad representada por una curva. Cuanto más nos alejamos de la cima de la curva, menos probable es la presencia o el tamaño del protón. Sin embargo, en la base de la curva, la probabilidad de que dos protones se fusionen es baja pero no nula.
Para que la reacción nuclear "se encienda", los protones (núcleos de hidrógeno) deben entrar en contacto. Entonces, uno de los dos protones se transforma en neutrón.
Sin la radiactividad, esta transformación sería imposible. Dos protones, incluso en contacto, son incapaces de superar la barrera de Coulomb; se repelen.
Pero el protón puede transformarse transitoriamente en neutrón emitiendo una partícula (bosón W). Este bosón W es inmediatamente reabsorbido, y el neutrón vuelve a ser protón.
Muy rara vez, el bosón W se desintegra en un positrón y un neutrino, y en ese momento, el neutrón permanece como neutrón. Entonces puede fusionarse con el otro protón para formar un núcleo de deuterio y activar la "cadena protón-protón".
Para que dos protones se fusionen, la distancia que los separa debe ser muy pequeña, del tamaño del núcleo (10⁻¹⁵ metros). Para ello, hay que superar la barrera de Coulomb (fuerza de interacción eléctrica entre dos protones cargados positivamente). Esta fuerza es proporcional al producto de las dos cargas e inversamente proporcional al cuadrado de la distancia entre las dos cargas (lo que requiere una energía considerable para "pegar" dos protones).
Cuanto más cerca están los protones, más energía se necesita para "pegar" uno al otro. Incluso a 15 millones de kelvins, la energía no es suficiente para superar la barrera de Coulomb. Las colisiones violentas entre protones no comprimen lo suficiente las burbujas de interacción nuclear fuerte como para "pegar" dos protones juntos.
Teóricamente, los protones tendrían que moverse a 20.000 km/s para alcanzar una temperatura de 5.000 millones de kelvins. A 15 millones de kelvins, los protones se mueven a 600 km/s.
Sin embargo, 15 millones de kelvins es una temperatura media. Según la curva de distribución de partículas en función de la temperatura de Maxwell-Boltzmann, los protones están lejos de alcanzar los 20.000 km/s, por lo que la fusión es imposible.
Para lograr la fusión, hay que invocar la física cuántica.
El tamaño o la posición de un protón es una densidad de probabilidad representada por una curva. Cuanto más nos alejamos de la cima de la curva, menos probable es la presencia o el tamaño del protón. En la base de la curva, la probabilidad de que dos protones se fusionen es muy baja pero no nula.
La propiedad que permite a un objeto cuántico superar una barrera de potencial incluso si su energía es menor que la energía mínima requerida para superar esta barrera se denomina efecto túnel.
Superar la barrera de Coulomb es imposible a bajas temperaturas, pero con una media de 15 millones de kelvins, esto es suficiente para que el efecto túnel se vuelva probable sin tener que alcanzar los 5.000 millones de kelvins.
Cada segundo, un protón sufre 2×10¹⁵ colisiones, y el efecto túnel ocurre una vez cada 10⁸ colisiones. Por lo tanto, cada protón tiene 20 millones de oportunidades de fusionarse.
Entonces, ¿por qué no todos los protones del Sol se fusionan en un segundo?
Porque dos protones, aunque unidos por la interacción nuclear fuerte, no pueden coexistir debido al principio de exclusión de Wolfgang Ernst Pauli (1900–1958). Así, cada protón se fusiona con otro protón 20 millones de veces por segundo gracias al efecto túnel y se separa instantáneamente (10⁻²¹ segundo).
Para fabricar un núcleo de helio, es necesario fusionar 2 protones y 2 neutrones.
¿De dónde vienen los neutrones?
La interacción nuclear débil (radiactividad) intervendrá en nuestra fusión. La interacción nuclear débil (100.000 veces más débil que la interacción nuclear fuerte) permite que un protón, con una probabilidad extremadamente baja (1 entre 10²⁴), se transforme en neutrón cuando está en contacto con otro protón. Cuando esto ocurre, aparece un núcleo de deuterio, emitiendo un neutrino y un positrón que se aniquila inmediatamente con un electrón circundante, transformando la materia en energía pura (E=mc²).
El deuterio se transformará en helio-3, emitiendo energía pura (rayos gamma) según el mismo principio. Todavía con una baja probabilidad, luego 2 núcleos de helio-3 darán 2 núcleos de helio-4.
Este proceso, llamado "cadena protón-protón", gracias a una probabilidad de fusión muy baja, se ha mantenido durante 4.600 millones de años.
La fusión requiere condiciones extremas: una temperatura de unos 15 millones de kelvins y una presión de 26 petapascales (260 mil millones de veces la presión atmosférica terrestre). Estas condiciones se reúnen en el centro del Sol gracias a la enorme masa de la estrella que comprime la materia. La alta temperatura da a los protones suficiente energía cinética para acercarse, pero es el efecto túnel cuántico el que realmente les permite superar la barrera de repulsión eléctrica.
El efecto túnel es un fenómeno cuántico que permite a los protones superar la barrera de Coulomb (repulsión eléctrica) incluso sin la energía cinética requerida, haciendo posible la fusión a 15 millones de K. La interacción nuclear débil permite luego, con una probabilidad muy baja, la transformación de un protón en neutrón, formando deuterio. Este paso es crucial para la síntesis del helio y libera neutrinos y energía.
La fusión es un proceso extremadamente improbable a escala individual. Aunque cada protón sufre miles de millones de colisiones por segundo, el efecto túnel solo tiene una probabilidad de 1 entre 10⁸ de ocurrir. Además, la formación de deuterio mediante interacción débil es aún más rara (1 entre 10²⁴). Esta rareza estadística asegura una liberación de energía lenta y regular, evitando que el Sol explote y permitiéndole arder durante miles de millones de años.
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