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Fisica de la Fusión nuclear y temas relacionados

Pordavid 23 de agosto de 202523 de agosto de 2025

🌞 La fusión nuclear en el Sol es una maravilla física donde se entrelazan dos grandes teorías: la gravedad y la mecánica cuántica. Vamos a desmenuzar cómo ambas hacen posible que el Sol brille.

☀️ ¿Qué ocurre en el núcleo del Sol?

En el centro del Sol hay condiciones extremas:

Temperatura: ~15 millones de grados Kelvin.
Presión: gigantesca, debido a la masa del Sol.
Estado de la materia: plasma, donde los electrones están separados de los núcleos.

En ese entorno, protones (núcleos de hidrógeno) se fusionan para formar helio, liberando energía en forma de radiación. Este proceso se llama fusión nuclear.

🧲 ¿Qué papel juega la gravedad?

La gravedad del Sol es la fuerza que mantiene todo ese plasma comprimido en el núcleo. Sin ella:

No habría suficiente presión para acercar los protones.
La temperatura no sería lo bastante alta para que las partículas se muevan con la energía necesaria.

En resumen, la gravedad confinaría el plasma y crea las condiciones para que la fusión sea posible.

⚛️ ¿Y la mecánica cuántica?

Aquí es donde la física clásica se queda corta. Los protones tienen carga positiva, así que se repelen. A pesar de la alta temperatura, no deberían poder acercarse lo suficiente para fusionarse… pero lo hacen. ¿Cómo?

Gracias al efecto túnel cuántico:

Según la mecánica cuántica, hay una probabilidad de que una partícula «atraviese» una barrera de energía que no podría superar clásicamente.
Esto permite que los protones se acerquen lo suficiente para que actúe la fuerza nuclear fuerte, que los une.

Sin este fenómeno cuántico, la fusión en el Sol sería imposible, incluso con su enorme gravedad.

🔄 ¿Qué se produce exactamente?

El ciclo principal en el Sol es el ciclo protón-protón:

Dos protones se fusionan → deuterón + positrón + neutrino.
El deuterón se fusiona con otro protón → helio-3 + fotón gamma.
Dos helio-3 se fusionan → helio-4 + dos protones.

Cada ciclo libera unos 26 MeV de energía.

☀️ ¿Cómo se convierte la energía de fusión en luz solar?

En el núcleo del Sol, los protones (núcleos de hidrógeno) se fusionan formando helio. Este proceso libera energía en varias formas:

Rayos gamma: fotones de altísima energía.
Neutrinos: partículas casi sin masa que escapan del Sol casi sin interactuar.
Energía cinética: de los productos de la reacción.

Pero los rayos gamma no salen directamente al espacio. En su camino hacia la superficie solar:

Son absorbidos y reemitidos millones de veces por las partículas del plasma.
Este proceso dura entre 10.000 y 170.000 años.
Al llegar a la superficie, la energía se ha degradado a luz visible, infrarroja y ultravioleta, que es lo que vemos como luz solar.

🔬 ¿Cómo se compara con los intentos humanos de replicar la fusión?

En el Sol:

Gravedad extrema mantiene el plasma confinado.
Temperaturas de ~15 millones °C.
Fusión de protones mediante el ciclo protón-protón.

En la Tierra:

Usamos dos métodos principales:

Método	Cómo funciona	Ejemplo
Confinamiento magnético	Campos magnéticos en forma de toro (Tokamak) confinan el plasma	Proyecto ITER (Francia)
Confinamiento inercial	Láseres comprimen una cápsula de hidrógeno hasta provocar fusión	National Ignition Facility (EE.UU.)

🔹 En 2022, se logró por primera vez una ganancia neta de energía en laboratorio. Pero aún estamos lejos de una fuente comercial: los experimentos son breves, costosos y difíciles de escalar.

⚛️ ¿Con qué frecuencia actúa el efecto túnel cuántico?

En condiciones normales, los protones se repelen fuertemente por su carga positiva. La energía térmica en el núcleo del Sol no es suficiente para superar esta repulsión. Pero gracias al efecto túnel cuántico:

Existe una probabilidad muy baja de que un protón atraviese la barrera de repulsión y se fusione.
Se estima que solo 1 de cada 10⁻²⁸ colisiones resulta en fusión efectiva.
Pero como hay trillones de colisiones por segundo, el efecto túnel ocurre constantemente.

🔸 Este fenómeno es lo que permite que el Sol brille, a pesar de que la física clásica diría que la fusión no debería ocurrir.

🧠 ¿Qué supone esto?

El efecto túnel cuántico es esencial para la existencia de estrellas y, por ende, de la vida.
Nos recuerda que el universo no se rige solo por la intuición clásica, sino por probabilidades cuánticas.
También nos muestra por qué replicar la fusión en la Tierra es tan difícil: sin gravedad estelar, necesitamos tecnología extrema para lograr lo mismo.

☀️ ¿La gravedad en estrellas más masivas permite la fusión sin efecto túnel?

No. Incluso en estrellas más masivas, el efecto túnel cuántico sigue siendo imprescindible. Aunque la temperatura y presión en su núcleo son mucho mayores que en el Sol, los núcleos atómicos siguen teniendo carga positiva y se repelen. La energía térmica nunca es suficiente por sí sola para superar la barrera de Coulomb (repulsión electrostática).

🔹 Lo que cambia en estrellas más masivas es que:

Se pueden fusionar elementos más pesados (como carbono, oxígeno, hasta hierro).
Las probabilidades de efecto túnel aumentan, pero no desaparecen.

⚡ ¿Qué es el plasma y por qué se forma?

El plasma es el cuarto estado de la materia, después del sólido, líquido y gas.

🔥 Formación:

Cuando un gas se calienta a temperaturas extremas (millones de grados), los electrones se desprenden de los átomos.
Esto crea una mezcla de iones positivos y electrones libres, altamente conductora y sensible a campos electromagnéticos.

🌌 ¿Dónde lo encontramos?

En el Sol y todas las estrellas.
En rayos, auroras boreales, tubos fluorescentes, y el espacio interestelar.

🌠 ¿Qué es una estrella de neutrones?

Una estrella de neutrones es el núcleo colapsado de una estrella masiva que ha explotado como supernova.

🧬 Características:

Compuesta casi exclusivamente por neutrones.
Diámetro: ~10–20 km.
Masa: ~1.4 a 2 veces la del Sol.
Densidad: hasta 5.9 × 10¹⁷ kg/m³, comparable a la de un núcleo atómico.
Gravedad superficial: hasta 200 mil millones de veces la de la Tierra.

Se mantiene estable gracias a la presión de degeneración de neutrones, un fenómeno cuántico basado en el principio de exclusión de Pauli.

🧭 Clasificación de objetos por densidad y gravedad (de menor a mayor)

Objeto	Densidad aproximada	Gravedad superficial	Fenómenos físicos relevantes
Planetas rocosos	~5.000 kg/m³	1 g (Tierra)	Gravedad clásica, atmósfera
Gigantes gaseosos	~1.300 kg/m³	~2.5 g (Júpiter)	Magnetosfera, plasma en atmósfera
Estrellas (como el Sol)	~1.400 kg/m³ (promedio)	~28 g	Fusión nuclear, efecto túnel cuántico, relatividad general (leve)
Enanas blancas	~10⁹ kg/m³	~10⁵ g	Presión de degeneración de electrones, relatividad general
Estrellas de neutrones	~10¹⁷ kg/m³	~10¹¹ g	Presión de degeneración de neutrones, relatividad extrema, púlsares
Agujeros negros	Teóricamente infinita	Infinita (en el horizonte de sucesos)	Singularidad, curvatura infinita del espacio-tiempo, radiación de Hawking (cuántica)

🧠 Fenómenos relativistas y cuánticos en cada tipo

🔭 Relatividad General:

Estrellas masivas: curvan el espacio-tiempo, afectan órbitas.
Estrellas de neutrones: deforman el tiempo, causan dilatación temporal.
Agujeros negros: crean singularidades, donde el tiempo y el espacio se rompen.

⚛️ Mecánica Cuántica:

Fusión nuclear: requiere efecto túnel.
Enanas blancas y estrellas de neutrones: sostenidas por presión de degeneración.
Agujeros negros: emiten radiación de Hawking, una predicción cuántica sobre partículas virtuales en el horizonte de sucesos.

⚛️ Degeneración de electrones y de neutrones

Ambas se basan en el principio de exclusión de Pauli, que dice que dos fermiones (como electrones o neutrones) no pueden ocupar el mismo estado cuántico al mismo tiempo.

🔹 Degeneración de electrones

Ocurre en enanas blancas.
Cuando la gravedad intenta comprimir la estrella, los electrones se ven obligados a ocupar niveles de energía más altos.
Esto genera una presión cuántica que resiste el colapso gravitacional.
Es independiente de la temperatura y depende solo de la densidad.

🔹 Degeneración de neutrones

Ocurre en estrellas de neutrones, donde la gravedad ha vencido la degeneración de electrones.
Los protones y electrones se combinan en neutrones, que también son fermiones.
La presión de degeneración de neutrones es mucho más fuerte y evita que la estrella colapse aún más.

🌌 ¿Qué es la radiación de Hawking?

La radiación de Hawking es una predicción teórica hecha por Stephen Hawking en 1974. Combina relatividad general y mecánica cuántica:

En el vacío cuántico, se crean pares de partícula-antipartícula virtuales.
Cerca del horizonte de sucesos de un agujero negro, uno de estos puede caer dentro y el otro escapar.
El que escapa se convierte en radiación real, y el agujero negro pierde masa para compensarlo.

🔸 Esto implica que los agujeros negros no son completamente negros: emiten radiación y pueden evaporarse con el tiempo.

🕳️ ¿Cómo pueden ser infinitas la densidad, gravedad y curvatura en un agujero negro?

🔹 Singularidad

En el centro de un agujero negro, la materia colapsa en un punto llamado singularidad.
Allí, según la relatividad general, la densidad y la curvatura del espacio-tiempo se vuelven infinitas.

🔹 ¿Qué significa esto?

Las leyes físicas conocidas dejan de funcionar en ese punto.
Es una región donde el espacio-tiempo está tan curvado que ni la luz puede escapar.
La gravedad es tan intensa que todo lo que entra queda atrapado.

🔸 En realidad, “infinito” aquí significa que nuestros modelos matemáticos se rompen. Es una señal de que necesitamos una teoría cuántica de la gravedad para entender qué ocurre realmente.

🧠 ¿Por qué es tan importante?

Estos conceptos nos muestran que:

La cuántica puede resistir la gravedad (como en enanas blancas y estrellas de neutrones).
La relatividad predice regiones donde el tiempo y el espacio se deforman radicalmente.
La radiación de Hawking une ambas teorías y sugiere que los agujeros negros no son el final, sino parte de un ciclo cósmico.

🧠 Principio de Exclusión de Pauli y Estado Cuántico

🔹 ¿Qué es un estado cuántico?

Es la descripción completa de una partícula en términos de sus propiedades cuánticas:

Nivel de energía
Momento angular
Orientación magnética
Espín (una especie de “giro” intrínseco)

Cada combinación única de estos valores define un estado cuántico. Es como una “dirección postal” en el universo cuántico.

🔹 ¿Qué dice el principio de exclusión de Pauli?

Formulado por Wolfgang Pauli en 1925, afirma que dos fermiones (como electrones o neutrones) no pueden ocupar el mismo estado cuántico al mismo tiempo.
Esto:

Explica por qué los electrones se distribuyen en capas en los átomos.
Da lugar a la estructura de la materia tal como la conocemos.
Genera una presión cuántica cuando los fermiones están muy comprimidos.

⚛️ ¿Qué es la presión cuántica?

Es una fuerza de repulsión que surge cuando los fermiones están tan apretados que no pueden compartir estados cuánticos.

No depende de la temperatura.
Surge solo por la densidad: cuanto más se comprimen, más se resisten.

🔸 En una enana blanca, los electrones están tan comprimidos que esta presión cuántica evita el colapso gravitacional.

🌌 ¿Qué es el colapso gravitacional?

Es el proceso por el cual una estrella, al agotar su combustible, ya no puede sostenerse contra su propia gravedad.

La gravedad la comprime hacia adentro.
Si no hay presión suficiente para resistir, colapsa en:
- Una enana blanca (si la masa es baja)
- Una estrella de neutrones (si la masa es mayor)
- Un agujero negro (si la masa es extrema)

🔥 ¿Por qué la presión cuántica es independiente de la temperatura?

Porque no proviene del movimiento térmico, sino de la estructura cuántica de los fermiones:

En un gas normal, más temperatura = más presión.
En un gas degenerado, los estados cuánticos están llenos.
No hay espacio para que los fermiones se muevan más rápido, así que la presión depende solo de cuántos hay y cuán apretados están.

🧲 ¿Qué significa que la gravedad vence la degeneración de electrones?

Cuando una estrella tiene más de 1.44 masas solares (límite de Chandrasekhar), la gravedad es tan intensa que:

Los electrones se combinan con protones → forman neutrones.
La presión de degeneración de electrones ya no es suficiente.
El colapso continúa → se forma una estrella de neutrones.

🧱 ¿Qué es la presión de degeneración de neutrones?

Es el mismo principio, pero aplicado a neutrones, que también son fermiones:

Mucho más densa que la de electrones.
Puede resistir gravedades mucho mayores.
Sostiene a las estrellas de neutrones, que son como núcleos atómicos gigantes.

🔸 Es como una enana blanca, pero con neutrones en vez de electrones.

🕳️ ¿Y qué pasa en los agujeros negros?

Cuando la masa es tan grande que ni siquiera la presión de degeneración de neutrones puede resistir, la estrella colapsa completamente:

La materia se comprime en una singularidad.
La densidad y curvatura del espacio-tiempo se vuelven infinitas (según la relatividad general).
Se forma un agujero negro.

🧩 En resumen:

Etapa Estelar	Sostenida por…	¿Qué vence la gravedad?
Enana blanca	Degeneración de electrones	Sí, si la masa < 1.44 M☉
Estrella de neutrones	Degeneración de neutrones	Sí, si la masa < ~3 M☉
Agujero negro	Nada (la gravedad vence todo)	No, colapso total

Vamos a sumergirnos en dos conceptos que son joyas de la física moderna: la presión de degeneración (cómo se calcula) y la entropía de los agujeros negros (una idea que une la gravedad con la información cuántica). Prepárate para una dosis de ciencia de alto calibre:

🧮 ¿Cómo se calcula la presión de degeneración?

La presión de degeneración surge del principio de exclusión de Pauli, y se puede calcular usando la estadística de Fermi-Dirac. Aquí te explico los dos casos más relevantes:

🔹 Presión de degeneración de electrones (no relativista)

Para un gas de electrones fríos y densos, la presión se aproxima como:

$ P \approx \frac{(3\pi^2)^{2/3}}{5} \cdot \frac{\hbar^2}{m_e} \cdot n^{5/3} $

Donde:

$ \hbar $ es la constante de Planck reducida.
$ m_e $ es la masa del electrón.
$ n$ es la densidad numérica de electrones.

🔸 Esta fórmula muestra que la presión aumenta con la densidad, no con la temperatura.

🔹 Presión de degeneración de neutrones (relativista)

Cuando los neutrones están tan comprimidos que sus velocidades se acercan a la de la luz, se usa una versión relativista:

\[ P \approx \frac{1}{4} \cdot \frac{(3\pi^2)^{1/3} \hbar c}{n^{4/3}} \]

Aquí entra en juego la velocidad de la luz ( c ), porque los neutrones se comportan como partículas relativistas.

🔸 Esta presión es mucho más intensa que la de los electrones, lo que permite sostener estrellas de neutrones contra el colapso.

🔥 ¿Qué es la entropía de los agujeros negros?

La entropía mide el desorden o la cantidad de información oculta en un sistema. En los agujeros negros, esto se vuelve fascinante:

🔹 Entropía de Bekenstein-Hawking

Jacob Bekenstein y Stephen Hawking descubrieron que los agujeros negros tienen entropía proporcional al área de su horizonte de sucesos:

\[ S = \frac{k c^3 A}{4 G \hbar} \]