Descripción de la imagen: Las diferentes capas del Sol, incluyendo el núcleo, la zona radiativa, la zona convectiva, la fotosfera, la cromosfera y, finalmente, la corona solar. En el núcleo, la fusión de un gramo de hidrógeno libera tanta energía como 300 toneladas de petróleo.
El Sol es una estrella enorme cuyo diámetro es 109 veces el de la Tierra, o 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 gigantesca (1,989×1030 kg) comprime la materia en su centro. Aunque su núcleo tiene un diámetro igual a la distancia Tierra-Luna, el volumen del núcleo representa solo el 1.5% del volumen total. Es en el 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 o aproximadamente 1.5×10¹⁹ kilovatios-hora (10 mil millones de millones de kWh).
Durante los últimos 4.57 mil millones de años, el Sol ha estado consumiendo 4 millones de toneladas de hidrógeno por segundo.
La presión gravitacional en el centro del Sol es de 26 petapascales (26×10¹⁵ Pa), o 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. Así que hay 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).
A esta presión y a esta temperatura (15 millones de kelvins), la fusión nuclear puede comenzar.
Los núcleos de hidrógeno se fusionarán para formar un núcleo de helio, liberando una cantidad enorme de energía (15 veces más que la fisión nuclear desencadenada en nuestras plantas de energía).
Descripción de la imagen: El tamaño o la posición de un protón es una densidad de probabilidad representada por una curva. Cuanto más lejos del pico 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 muy baja pero no nula. Para que la reacción nuclear "se encienda", los protones (núcleos de hidrógeno) deben entrar en contacto. Entonces, uno de los protones se transforma en un neutrón. Sin la radiactividad, esta transformación sería imposible. Dos protones, incluso en contacto, no pueden superar la barrera de Coulomb; se repelen entre sí. Pero un protón puede transformarse transitoriamente en un neutrón al emitir una partícula (bosón W). Este bosón W es inmediatamente reabsorbido, con el neutrón volviendo 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 un neutrón. Entonces puede fusionarse con el otro protón para formar un núcleo de deuterio e iniciar la "cadena protón-protón".
Para que dos protones se fusionen, la distancia entre ellos debe ser extremadamente pequeña, del tamaño del núcleo (10⁻¹⁵ metros). Esto requiere superar la barrera de Coulomb (la 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 cargas (lo que requiere una energía considerable para "pegar" dos protones). Cuanto más se acercan los protones, más energía se necesita para "pegar" dos protones. Incluso a 15 millones de kelvins, la energía no es suficiente para superar la barrera de Coulomb. Los choques violentos entre protones no aplastan las burbujas de interacción nuclear fuerte lo suficiente como para "pegar" 2 protones juntos.
Teóricamente, los protones tendrían que moverse a 20,000 km/s para alcanzar una temperatura de 5 mil 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 promedio. Según la curva de distribución Maxwell-Boltzmann de velocidades de partículas en función de la temperatura, los protones están lejos de alcanzar los 20,000 km/s, haciendo que la fusión sea imposible.
Para lograr la fusión, se debe invocar la física cuántica.
El tamaño o la posición de un protón es una densidad de probabilidad representada por una curva. Cuanto más lejos del pico 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 tiene un objeto cuántico de atravesar una barrera de potencial incluso si su energía es menor que la energía mínima requerida para superar esa barrera se llama efecto túnel.
Superar la barrera de Coulomb es imposible a bajas temperaturas, pero con un promedio de 15 millones de kelvins, es suficiente para que el efecto túnel se vuelva probable sin necesidad de alcanzar 5 mil 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 para fusionarse.
Entonces, ¿por qué no se fusionan todos los protones del Sol en un segundo?
Porque 2 protones, aunque estén 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 luego se separa instantáneamente (10⁻²¹ segundos).
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 en 10²⁴), se transforme en un neutrón cuando está en contacto con otro protón. Cuando esto sucede, aparece un núcleo de deuterio, emitiendo un neutrino y un positrón que se aniquila inmediatamente con un electrón circundante, convirtiendo la materia en energía pura (E=mc²).
El deuterio se transformará en helio 3 emitiendo, según el mismo principio de energía pura (rayos gamma). Con una probabilidad aún baja, dos núcleos de helio 3 producirán dos núcleos de helio 4.
Este proceso, llamado la « cadena protón-protón », se mantiene desde hace 4,6 mil millones de años gracias a una probabilidad de fusión muy baja.
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