Hace tan sólo un siglo se desconocía el proceso por el cual el Sol (y el resto de estrellas) era capaz de producir esas cantidades tan enormes de energía. La mayoría de las hipótesis manejadas hasta entonces eran de lo más pintoresco y casi ninguna explicaba la edad que el Sol parecía tener. Fue con el descubrimiento de la radioactividad y con la sorprendente evidencia de que materia y energía son en realidad las dos caras de una misma moneda cuando se dio con la clave de este profundo misterio.

El astrónomo británico Sir Arthur Eddington fue el primero en proponer el proceso de fusión nuclear como el mecanismo mediante el cual las estrellas son capaces de irradiar semejante cantidad de energía. Efectivamente, hoy sabemos que en el interior de las estrellas se crean elementos más pesados y complejos a partir de otros más simples. Concretamente, sobre todo cuando la estrella es joven, se crea Helio (He) a partir de Hidrógeno (H), convirtiendo parte de esa masa inicial en energía.

Fusion

Estas ecuaciones muestran el proceso de fusión que con mayor frecuencia (alrededor de un 91% de las veces) se produce en el interior de las estrellas. El ciclo básico de fusión del hidrógeno involucra cuatro núcleos de Hidrógeno (protones) y dos electrones que producen un núcleo de Helio, dos neutrinos y seis fotones. Hay que tener en cuenta que los dos primeros pasos ocurren dos veces por cada vez que ocurre el tercer paso.

La primera ecuación nos muestra como dos protones (p) se unen para dar lugar a un átomo de deuterio (d) un positrón (e+) y un neutrino (n). El positrón, antipartícula del electrón, interactúa inmediatamente con éste, aniquilándose ambos en el proceso y generando dos fotones de gran energía. Este proceso se da de media cada cinco mil millones de años.

En la segunda ecuación, un protón es capturado por el núcleo de deuterio, que emite un fotón (en forma de radiación gamma) y se produce como resultado un núcleo de Helio-3. Este proceso ocurre como promedio cada 1,4 segundos.

La tercera ecuación muestra la recombinación de dos núcleos de Helio-3 en un núcleo de Helio-4 con la emisión de dos protones. Este último paso ocurre de media cada 240.000 años.

La energía liberada en forma de fotones todavía ha de realizar un largo viaje para llegar hasta nosotros desde su lugar de origen en el corazón de la estrella. Se calcula que un fotón tarda de media unos 20.000 años en recorrer los 695.000 Km. de radio del Sol. Una vez en su superficie, llega hasta nosotros salvando la distancia de 149 Millones de Km. en unos 8 minutos.

En este proceso la cantidad total de energía emitida es 26 meV. No parece gran cosa, pero hemos de tener en cuenta que el Sol quema 600 millones de toneladas de hidrógeno cada segundo, convirtiéndolo en 596 millones de toneladas de helio. Los 4 millones de toneladas que faltan se convierten en energía, siendo ésta del orden de 100 x 1018 Kilovatios/hora, aproximadamente un millón de veces la cantidad total de energía que el mundo entero utiliza en un año. Toda esa energía libera el Sol cada segundo. Lo lleva haciendo unos 5000 millones de años y lo seguirá haciendo durante unos 5000 millones de años más.