Las reacciones de fusión nuclear son bastante comunes en la naturaleza, aunque no en la Tierra. Son la fuente de la energía generada por el Sol y los miles de millones de estrellas en todo el Universo. En cierto sentido se puede decir que la energía de fusión es la principal fuente de energía de la naturaleza [1]. En las estrellas el confinamiento del plasma lo logra la atracción gravitacional.

Uno de los aspectos más fascinantes de la física nuclear es el estudio de las reacciones de fusión en los diferentes tipos de estrellas. Estas reacciones son las que terminarán formando muchos de los elementos químicos [2]. El Sol es un buen ejemplo.

En el Sol, el proceso de fusión da como resultado la producción de un núcleo de helio a partir de cuatro protones. El resultado neto de las reacciones que tienen lugar se puede escribir como

donde ₊₁⁰e es un «anti-electrón», también conocido como positrón. Esta reacción neta no tiene lugar en un solo paso, sino que se puede llegar a ella a través de diferentes conjuntos de reacciones cuyos resultados netos se resumen en esta ecuación. En cualquier caso la cantidad total de energía liberada es siempre la misma: 26 MeV. La fusión de cuatro protones para formar un núcleo de helio es la principal fuente de energía del Sol. [3]

El hidrógeno y el helio juntos constituyen alrededor del 99% de la masa del Sol, con aproximadamente el doble de H que de He. Afortunadamente, hay suficiente hidrógeno como para que el Sol siga suministrando energía durante varios miles de millones de años más.

¿Mediante cuál de los varios conjuntos posibles de reacciones tiene lugar la transformación del hidrógeno en helio? Tenemos que descartar el proceso directo de colisión de cuatro protones para formar un núcleo de helio no porque sea imposible, sino porque la probabilidad de una reacción así en las condiciones del interior del Sol es demasiado baja. Es decir, puede suceder, pero no con la suficiente frecuencia para generar la cantidad de energía liberada que se observa.

Un conjunto de reacciones más probable es el siguiente: cuando la temperatura es de aproximadamente 10⁷ K, las energías cinéticas son lo suficientemente grandes como para superar la repulsión eléctrica entre los protones y se produce la fusión de dos protones. La reacción nuclear da como resultado un deuterón (hidrógeno-2), un positrón y un neutrino. Tan pronto como se forma el deuterón, reacciona con otro protón, dando como resultado helio-3 y un rayo gamma. Los núcleos de helio-3 se fusionan entre sí, formando partículas alfa y dos protones. En cada una de estas reacciones, se libera energía, lo que da como resultado 26 MeV para el ciclo completo de cuatro protones que dan lugar a un núcleo de helio.

La velocidad de la reacción depende del número de núcleos por unidad de volumen y de la temperatura. Cuanto mayor sea la temperatura, más rápido será el movimiento térmico de las partículas y más frecuentes y enérgicas serán las colisiones. A la temperatura del interior del Sol, que se ha estimado que está entre 10 y 20 millones de grados, las energías cinéticas resultantes del movimiento térmico están en entorno de 1 keV.

Notas:

[1] Decimos en cierto sentido porque existen otras formas de energía, como la energía oscura o, incluso, la atracción gravitatoria de los agujeros negros. Pero no las consideramos.

[2] De aquí viene la expresión “somos polvo de estrellas”, porque los elementos que nos componen se crearon en su mayoría por procesos de fusión en las distintas fases de la vida y muerte de diferentes tipos de estrellas.

[3] Quizás convenga comentar que las reacciones químicas no pueden proporcionar energía a velocidades lo suficientemente grandes (o durante un tiempo lo suficientemente largo) como para explicar la producción de energía en el Sol. Las reacciones de fusión nuclear sí lo logran fácilmente.

Sobre el autor: César Tomé López es divulgador científico y editor de Mapping Ignorance