Núcleo del Sol

Núcleo del Sol

termonucleares que proporcionan toda la energía que el Sol produce. Esta energía generada en el núcleo del Sol tarda un millón de años para alcanzar la superficie solar.​ En su centro se calcula que existe un 49 por ciento de hidrógeno, 49 por ciento de helio y un 2 por ciento que se distribuye en otros elementos que sirven como catalizadores en las reacciones termonucleares. A comienzos de la década de los años 30 del siglo XX, el físico austriaco Fritz Houtermans (1903-1966) y el astrónomo inglés Robert d'Escourt Atkinson (1898-1982) unieron sus esfuerzos para averiguar si la producción de energía en el interior del Sol y en las estrellas se podía explicar por las transformaciones nucleares. En 1938 Hans Albrecht Bethe (1906-2005), en los Estados Unidos, y Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007), en Alemania, simultánea e independientemente, encontraron el hecho notable de que un grupo de reacciones en las que intervienen el carbono y el nitrógeno como catalizadores constituyen un ciclo, que se repite una y otra vez, mientras dura el hidrógeno. A este grupo de reacciones se les conoce como ciclo de Bethe o del carbono, y es equivalente a la fusión de cuatro protones en un núcleo de helio. En estas reacciones de fusión hay una pérdida de masa, esto es, el hidrógeno consumido pesa más que el helio producido. Esa diferencia de masa se transforma en energía, según la ecuación de Einstein (E = mc²), donde E es la energía, m la masa y c la velocidad de la luz. Estas reacciones nucleares transforman el 0,7 por ciento de la masa afectada en fotones, con una longitud de onda cortísima y, por lo tanto, muy energéticos y penetrantes. La energía producida mantiene el equilibrio térmico del núcleo solar a temperaturas aproximadamente de 15 millones de kelvins.

El ciclo ocurre en las siguientes etapas:

1H1 + 6C12 → 7N13 ;

7N13 → 6C13 + e+ + neutrino ;

1H1 + 6C13 → 7N14 ;

1H1 + 7N14 → 8O15 ;

8O15 → 7N15 + e+ + neutrino ;

1H1 + 7N15 → 6C12 + 2He4.

Sumando todas las reacciones y cancelando los términos comunes, se tiene

4 1H1 → 2He4 + 2e+ + 2 neutrinos = 26,7 MeV.

La energía neta liberada en el proceso es 26,7 MeV, o sea cerca de 6,7·1014 J por kg de protones consumidos. El carbono actúa como catalizador, pues al final del ciclo se regenera.

Otra reacción de fusión que ocurre en el Sol y en las estrellas es el ciclo de Critchfiel o, más comúnmente conocido como cadena protón-protón. Charles Critchfield (1910-1994) era en 1938 un joven físico, alumno de George Gamow, (1904-1968) en la Universidad George Washington, y tuvo una idea completamente diferente, al darse cuenta que en el choque entre dos protones a velocidades próximas a la de luz, puede ocurrir que uno de ellos pierda su carga positiva (e+), se fusionen y se convierta en un neutrón, que permanece unido al otro protón y forma un núcleo de deuterio, es decir, un núcleo pesado formado por un isótopo estable del hidrógeno. El positrón (e+) al ser liberado tiende a aniquilarse con bastante rapidez, fusionándose con un electrón (e-), produciendo en el proceso radiación fotónica. Al mismo tiempo, en esta segunda fase, se libera un neutrino electrónico de baja energía, que no interactúa con ningún átomo y se libera al espacio a velocidades próximas a la de luz sin colisionar con la materia.

Más tarde, la fusión de un protón (p+), o lo que es lo mismo, un núcleo H1, con un núcleo de deuterio da lugar a un isótopo del helio He³ y a la emisión de fotones gamma (γ). Finalmente, con un 97% de probabilidad aproximadamente, dos núcleos del isótopo He³ dan lugar, al ser fusionados, en un núcleo estable de He4 más dos nuevos protones (p+), con lo que el ciclo se retroalimenta hasta la primera fase inicial, al tiempo que pierde energía a razón de 26,7 MeV netos.

La reacción puede producirse de dos maneras algo distintas:

1H1 + 1H1 → 1H² + e+ + neutrino electrónico ;

1H1 + 1H² → 2He³ + fotones gamma ;

2He³ + 2He³ → 2He4 + 2 1H1.

también expresada con la notación:

p+ + p+ → H2 + e+ + νe  ;

H2 + p+ → He3 + γ  ;

He3 + He3 → He4 + p+ + p+

El primer ciclo se da en estrellas más calientes y con mayor masa que el Sol, y la cadena protón-protón en las estrellas similares al Sol. En cuanto al Sol, hasta el año 1953 se creyó que su energía era producida casi exclusivamente por el ciclo de Bethe, pero se demostró durante estos últimos años que el calor solar proviene en su mayor parte (~75 %) del ciclo protón-protón.