Fusión nuclear
Unión de núcleos ligeros para formar otros más pesados liberando energía; es la fuente de la luz de las estrellas.
Cuando dos núcleos ligeros se unen, el núcleo resultante pesa algo menos que la suma de sus partes, y esa diferencia de masa se convierte en energía según E = mc2. El obstáculo es que ambos núcleos tienen carga positiva y se repelen con fuerza, así que hace falta una temperatura enorme para que se acerquen lo suficiente; incluso así, sólo ocurre gracias al efecto túnel cuántico.
En el Sol, el proceso dominante es la cadena protón-protón: cuatro núcleos de hidrógeno acaban formando uno de helio-4, y en el camino se libera alrededor del 0,7 % de la masa implicada. El modelo estándar sitúa el núcleo solar a 15,71 millones de kelvin, y las cuentas dan una potencia emitida de 3,828 × 1026 vatios, lo que supone transformar unos 4 260 millones de kilogramos de masa en radiación cada segundo (NASA, Sun Fact Sheet).
La fusión no sólo hace brillar a las estrellas: fabrica los elementos. Del helio salen el carbono y el oxígeno, y en las estrellas masivas la cadena continúa hasta el hierro, donde el proceso deja de dar beneficio energético. Lo más pesado se forja por captura de neutrones: lenta, en las estrellas gigantes evolucionadas, y rápida, en las supernovas y en las fusiones de estrellas de neutrones. Reproducirla en la Tierra de forma rentable sigue siendo un reto abierto, en el que trabajan instalaciones como el reactor experimental ITER, en construcción en Francia.
Explicado para peques
El Sol brilla porque en su centro los núcleos de hidrógeno se juntan y forman helio.