¿De dónde proviene la energía del Sol?

El Sol es una estrella enorme con un diámetro igual a 109 veces el de la Tierra, o 3,6 veces la distancia Tierra/Luna. Su volumen es igual a 1,3 millones de veces el de la Tierra.
La fuerza gravitacional en la superficie (274 m/s ², 28 veces la de la Tierra) de esta masa gigantesca (1.989×10³⁰ kg) contrae la materia en su centro. Aunque su corazón tenga un diámetro igual a la distancia Tierra/Luna, el volumen del núcleo representa sólo el 1,5% del volumen total.
Sin embargo, está allí, en su corazón a unos 15 millones de kelvin o grados centígrados (1 k = -273,15 ° C), que 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 mil millones de kw/h).
Durante 4.570 millones de años, el Sol ha consumido 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 grande).
A esta presión (260 mil millones de veces la presión atmosférica) y a esta temperatura (15 millones de Kelvin) puede comenzar la fusión nuclear.
Los núcleos de hidrógeno se fusionarán y formarán un núcleo de helio, liberando mucha energía (15 veces más que la fisión nuclear desencadenada en nuestras centrales eléctricas).

Para que se fusionen 2 protones, la distancia entre ellos debe ser muy pequeña, el tamaño del núcleo (10^-15 metro). Para ello, es necesario cruzar la barrera de Coulomb (fuerza de la 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 (que requiere una energía considerable para « pegar»” dos protones). Cuanto más se acercan los protones, más energía se necesita para "pegarse". Incluso a 15 millones de Kelvin, la energía no es suficiente para cruzar la barrera de Coulomb. Los choques de protones fuertes no aplastan las burbujas de interacción nuclear fuertes lo suficiente como para « pegar ” 2 protones juntos.
Teóricamente, los protones tendrían que viajar a 20.000 km/s para alcanzar una temperatura de 5.000 millones de Kelvin. A 15 millones de Kelvin, los protones se mueven a 600 km/s.
Sin embargo, la temperatura de 15 millones de Kelvin es una temperatura media. Según la curva de distribución de las partículas en función de la temperatura de Maxwell-Boltzmann, los protones están lejos de alcanzar los 20.000 km/s y por tanto la fusión es imposible.
Para lograr la fusión es necesario invocar la física cuántica.
El tamaño o la posición de un protón es una densidad de probabilidad representada por una curva. Cuanto más lejos de la parte superior de la curva, menos probable es la presencia del protón o el tamaño del protón. En la parte inferior de la curva, la probabilidad de tener 2 protones esa fusión es muy pequeña pero no nula.
La propiedad que tiene un objeto cuántico de cruzar una barrera de potencial incluso si su energía es menor que la energía mínima requerida para cruzar esta barrera se llama efecto túnel.

Cruzar la barrera de Coulomb es imposible a baja temperatura, pero con un promedio de 15 millones de Kelvin, esto es suficiente para que el efecto túnel sea probable sin tener que alcanzar 5 mil millones de Kelvin.
Cada segundo, un protón sufre 2 x 10 ¹⁵ colisiones y el efecto túnel se produce una vez cada 10 ⁸ colisiones. Entonces cada protón tiene 20 millones de oportunidades fusionar.
Entonces, ¿por qué no se fusionan todos los protones del Sol en un segundo?
Porque 2 protones, aunque unidos por la fuerte interacción nuclear, no pueden coexistir porque del 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 el segundo).
Para hacer un núcleo de helio es necesario fusionar 2 protones y 2 neutrones.
¿De dónde provienen los neutrones?
La interacción nuclear débil (radiactividad) intervendrá en nuestra fusión. 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 es en contacto con otro protón. Cuando esto sucede, aparece un núcleo de deuterio que emite un neutrino y un positrón que inmediatamente se aniquila con un electrón circundante transformando la materia en energía pura (E = mc²).
El deuterio se transformará en helio 3 emitiendo según el mismo principio de energía pura (rayos gamma). Siempre con una probabilidad baja luego 2 núcleos el helio 3 dará 2 núcleos de helio 4.
Este proceso llamado la « cadena protón-protón » gracias a una probabilidad de fusión muy baja se ha mantenido durante 4.600 millones de años.