El Sol NO Debería Brillar

Key Points:

• El sol no debería brillar, ya que su temperatura central es solo de 15 millones de grados, pero produce una energía asombrosa.
• La fusión nuclear en el sol implica que los núcleos de hidrógeno se combinan para formar helio, liberando enormes cantidades de energía.
• La repulsión electrostática entre protones se vence gracias a la mecánica cuántica y el efecto túnel.
• La transformación de protones a neutrones es crucial, pero se produce con una probabilidad muy baja y es gobernada por la interacción débil.
• La rapidez en que el sol consume su combustible nuclear le permitirá brillar otros 5000 millones de años.

El sol no debería brillar, está demasiado frío. Y es que en su centro se alcanzan tan solo 15 millones de grados. Vaya basura. A ver, ya en serio, es una pasada. Unas 10,000 veces más caliente que la lava que escupen los volcanes. Pero no basta para que se detone el proceso por el que el sol obtiene su energía.

¿Entonces, cómo lo consigue? ¿Cómo puede ser que brillen todas las estrellas del cosmos? Por sorprendente que parezca, es la cuántica la que las hace brillar. Y no solo gracias a un fenómeno, sino al combo de dos. Vamos a verlo.

Pero una cosa en la tienda. Ay, por favor. On. Como productora ejecutiva de este canal, debo deciros que en la tienda de Quantum Fracture tenéis estas sudaderas y estas camisetas tan guapas. Desde la tabla periódica de los físicos, el logo del canal, a los candidatos a materia y energía oscura. También en formato sudadera.

Crespo me ha dicho que os diga lo bien que aísla, pero yo misma lo he comprobado, así que tenéis link a la tienda en la descripción. Y dicho esto, volvamos al corazón del sol, que hay que seguir divulgando la ciencia, vamos.

En el centro del sol hay un problema, pero dejadme que empiece por aquí. Nuestro sol produce una cantidad asombrosa de energía. 400 cuatrillones de vatios, 26 ceros. Como os contábamos en este vídeo, cada segundo emite la misma energía que consumirían ciudades como Madrid o Barcelona en varios miles de millones de años, la que liberarían 100,000 billones de toneladas de dinamita. Casi nada.

Toda esa energía proviene de la fusión nuclear. En el centro de nuestra estrella tiene lugar una cadena de reacciones donde cuatro núcleos de hidrógeno se juntan para formar uno de helio. Ese proceso libera enormes cantidades de energía. ¿Pero por qué? Os lo explicábamos en este otro vídeo.

La clave es que a los dos neutrones y dos protones que forman el núcleo de helio les gusta más estar juntitos que ir por su cuenta. Es un estado más estable. La prueba es que hay que darles energía para volver a separarlos. Eso hace que el núcleo de helio tenga menos energía que los cuatro hidrógenos, o menos masa, si lo pensamos como en milésimas de centígrado.

Y esa energía se libera en forma de neutrinos, luz muy energética como rayos gamma y energía cinética de las partículas generadas en las reacciones de fusión.

Los neutrinos escapan del Sol casi al instante, mientras la energía restante emprende un larguísimo viaje hacia la superficie del Sol. Piensa en uno de los rayos gamma. En el plasma del interior del Sol hay tantas partículas que puede recorrer muy poquita distancia antes de chocar con una y ser absorbido.

El plasma emite la luz en una dirección aleatoria. Y así una y otra vez. De este modo, la luz producida en el centro del sol puede tardar más de 100,000 años en llegar a la superficie y escapar. Y fijaos como el sol va estando más frío a medida que nos alejamos del centro, la luz remitida va teniendo cada vez menos energía.

La que nos llega a la tierra es la que se genera en la superficie, que está a unos 6000 grados. No solo tenemos rayos gamma, también otras componentes mucho menos energéticas, sobre todo la luz infrarroja, que calienta nuestro planeta y luz visible, que nos permite contemplarlo. Ah, y también la ultravioleta, que nos pone morenitos.

El caso es que para que el sol irradie el ritmo que lo hace, tienen que producirse un montón de fusiones. Cientos de sextillones de ellas cada segundo. 38 ceros. Y ahí encontramos un problema bastante gordo. La cadena de reacciones comienza cuando dos núcleos de hidrógeno se juntan para dar uno de deuterio. Para que eso ocurra, los núcleos de hidrógeno tienen que acercarse mucho, tienen que tocarse. Pero esos núcleos no son más que protones, partículas con carga positiva.

Y ya sabemos que las cargas iguales se tienen un poco de manía, se repelen. Aparece una fuerza eléctrica que tiende a separarlos y que es más intensa cuanto más cerquita están. Esa fuerza no es precisamente moco de pavo.

La que experimentan dos protones en contacto equivale más o menos a la que sentiríamos nosotros si nos colgasen de una pierna un objeto igual de masivo que el propio sol. Una burrada, vaya. ¿Y entonces, cómo es posible que los protones superen esa barrera tan tremenda para fusionarse? ¿Cómo es que brilla el sol?

Por suerte, la repulsión electrostática no es la única fuerza que hay en juego. También está la interacción fuerte. El pegamento nuclear intenta juntar los protones con una potencia sin igual. Es unas 100 veces más intensa que la interacción electromagnética. Sin embargo, tiene un alcance muy limitado. Solo actúa a distancias inferiores al radio del protón.

Es decir, que una vez que los protones ya están muy cerquita, la interacción fuerte puede tomar las riendas del proceso. Pero antes tienen que superar la repulsión electrostática. ¿Cómo lo logran? Como ya hemos dicho, el centro del sol está muy caliente, y eso hace que los protones se muevan muy rápido. Van a toda leche.

Y además hay tantos que están chocando constantemente. Cada protón puede sufrir billones de colisiones por segundo. El promedio de velocidad es de 600 km/s pero también habrá algunos protones mucho más rápidos.

Si imaginamos que la repulsión electrostática es una montaña y los protones bolitas que tratan de escalarla. ¿Es posible que esos protones más rápidos sean capaces de llegar a la cima para a continuación fusionarse y generar la energía que observamos? Pues resulta que no, ni de lejos.

La cosa es que a medida que nos vamos a velocidades más altas, el número de protones cae muy rápido, exponencialmente. Si hacemos los numeritos para ver cuántas reacciones de fusión deberían producirse en el centro del sol, encontramos que básicamente no debería ocurrir ninguna. Cero.

Para que fuera posible la fusión nuclear, la temperatura del sol tendría que ser no decenas, sino miles de millones de grados. Así que no entendemos cómo puede estar brillando el sol. Está 100 veces por debajo de la temperatura que debería. Como si te pido agua hirviendo y me la das a punto de congelarse. Estamos en un verdadero atolladero. Pero Gamov comprendió que había una solución, la cuántica viene al rescate.

Y es que en realidad los protones no son bolitas. De acuerdo con la mecánica cuántica, las partículas no están en una posición definida. Es como si pudieran estar en distintos sitios a la vez. Así que, como os contábamos en este vídeo, cuando un protón se acerca a otro, cuando se dirige a esa montaña que representa la repulsión electrostática, lo hace con la posición sin definir.

Si se le obliga a definir su posición, podría aparecer en cualquiera de estos lugares; 1 de ellos es al otro lado de la montaña. De ese modo, un protón que desde el punto de vista de la física clásica no tiene suficiente energía para superar la montaña, puede franquearla como por arte de magia gracias a las peculiaridades del mundo cuántico.

Es como si hubiera excavado un túnel a través de ella, y por eso a este fenómeno se le denomina efecto túnel, una especie de teletransporte para partículas. Claro, la probabilidad de que ocurra eso es muy pequeñita, pero es mayor cuanta más alta sea la energía de los protones, cuanto más rápido se muevan.

Gamov comprendió que aunque hay muy pocos protones con mucha velocidad, la probabilidad de que experimenten el efecto túnel aumenta. Esos dos factores conspiran para crear un intervalo de energías donde un buen número de protones pueden tunnear y superar la repulsión electrostática, acercándoselo bastante como para fusionarse.

A esa ventanita donde ocurre preferentemente la fusión se la conoce como pico de Gamov. Pero ojo, que todavía queda otra vuelta de tuerca. Que dos protones estén muy juntitos no significa necesariamente que vayan a fusionarse. Con eso no basta.

Veréis, la cadena que lleva al hidrógeno a convertirse en helio va así: Comenzamos con esos dos protones, el diprotón. Uno de esos protones se convierte en un neutrón, creando un núcleo de deuterio. Este deuterio se fusiona con otro protón para dar tachán: helio tres, un isótopo del helio. Estos finalmente se fusionan entre ellos formando helio cuatro, el de toda la vida. La primera cadena protón-protón está completa.

¡Y energía para todos! Claro que pasa una cosa justo al principio. El diprotón es inestable. Si dos protones se acercan tanto como para juntarse, lo cual ya es muy improbable, la mayoría de las veces, volverán a separarse rápidamente.

Y aquí no ha pasado nada. Es la transformación del diprotón a deuterio lo que le confiere estabilidad. Esa conversión de uno de los protones a neutrón es vital. ¿Problema? Poniéndole nombre, esa desintegración beta está gobernada por la interacción débil, que es mucho menos intensa que la fuerte o la electromagnética.

Y eso significa que la probabilidad de que ocurra es bajísima. De hecho, es incluso mucho menor que la del efecto túnel. Fijaos, no solo es improbable que los protones tunelen, además necesitamos que durante el breve tiempo en que están unidos, uno de ellos se transforma en un neutrón.

Es decir, que el efecto túnel y la desintegración beta sucedan al unísono. La cuadratura del círculo. Como consecuencia, para que dos protones del Sol den lugar a un núcleo de deuterio, tienen que producirse cuatrillones o incluso quintillones de colisiones. Que ocurra una fusión es casi tan improbable como ganar el bote del Euromillón cuatro veces seguidas.

Pero resulta que en el centro de nuestra estrella hay tísimos protones. ¿Que eso pasa todo el tiempo? Sí, es terriblemente improbable. Pero si lo intentas, lo intentas y lo intentas, al final acabará ocurriendo. El Sol brilla literalmente gracias a la fuerza bruta de sus tropecientos protones.

¿Pero y el resto de reacciones? Una vez que se han formado los núcleos de deuterio, el resto de reacciones de la cadena discurren mucho más rápidamente. Estos procesos también dependen del efecto túnel, pero no están gobernados por la fuerza débil. Así que es esa interacción la que impone un cuello de botella a la velocidad de las reacciones de fusión.

Y gracias a eso, el sol aún tardará casi 5000 millones de años en agotar su combustible nuclear, dándonos tiempo para hacer nuestras cositas. Bien por la interacción débil, pero si no fuera por el efecto túnel, no tendríamos que preocuparnos de si las reacciones son rápidas o lentas. Directamente no habría fusión.

Así que la próxima vez que veas el sol luciendo en lo alto del cielo, ya sabes, que lo que estás contemplando es la luz al final del túnel, el túnel cuántico, por supuesto. Y ya sabes, si quieres más ciencia, solo tienes que suscribirte. ¡Y gracias por vernos!