Fusión en el Universo: la energía del Sol Understand article
Traducido por José Luis García Herrero. Mark Tiele Westra, del Acuerdo Europeo para el Desarrollo de la Fusión (EFDA) en Garching (Alemania), habla sobre el origen de la energía de la Tierra: el Sol.
Hace tan solo un siglo, se desconocía de qué manera el Sol podía producir una cantidad tan ingente de energía como la que irradia hacia el espacio. Por supuesto, existían algunas ideas al respecto, muchas de ellas bastante audaces. Algunos estudiosos pensaban que el Sol era una enorme nube de gas que colapsaba bajo su propia gravedad, de tal forma que el rozamiento y las colisiones causaban su calentamiento. Otros pensaban que el Sol no había podido enfriarse desde su creación. Estas ideas llevaron a una misma conclusión: el Sol no podía tener una edad mayor de unos veinte millones de años. Si el Sol tuviera más edad, tendría que haberse enfriado.
Pero entonces aparecieron Darwin y sus colegas, con sus estudios sobre formación y erosión de rocas, y sobre la lentísima evolución de la vida. Para que sus teorías tuvieran sentido, necesitaban que la edad del Sol fuera mucho mayor; de al menos cientos de millones de años, o quizás de miles de millones de años. La controversia estaba servida.
Para poder atisbar una solución al problema, hubo que esperar hasta el descubrimiento de la radioactividad y la aceptación de la sorprendente idea de que la masa y la energía son en cierto modo intercambiables, de acuerdo con la ecuación de Einstein E=mc2. Sir Arthur Eddington, un astrónomo británico, fue el primero que evaluó todos los datos y se atrevió a conjeturar que la fusión nuclear, el proceso que crea elementos pesados a partir de la fusión de otros más ligeros, podría ser responsable de la gran producción de energía del Sol. Ahora sabemos que el Sol realmente quema hidrógeno, el gas más ligero del Universo, y lo transforma en helio. Incluso sabemos cómo ocurre (ver figura superior).
Imagen cortesía de Mark Tiele Westra
Los detalles de este proceso son intrigantes. En primer lugar, un núcleo de hidrógeno (protón) del Sol debe esperar como promedio unos cinco mil millones de años para poder zambullirse en la fusión con otro núcleo de hidrógeno para formar deuterio. En realidad esto son buenas noticias para nosotros: si ocurriera más rápido, el Sol habría gastado todo su combustible hace mucho tiempo y nosotros no estaríamos aquí. El segundo paso, en el que se produce helio-3 a partir de deuterio e hidrógeno, ocurre como promedio cada 1,4 segundos; y el último paso, la producción de helio, tarda 240.000 años. La energía liberada durante el proceso de fusión se convierte en fotones; es decir, en luz.
Tras la primera emoción de la creación de fotones de luz que un día podrían alcanzar la Tierra, aún hay que ser paciente. Un fotón inicia su viaje hacia la Tierra a la velocidad de la luz, pero inmediatamente después se encuentra con un electrón, que desvía al fotón incidente en una dirección aleatoria, como la bola de una máquina de pinball. Esto ocurre una y otra vez. Un fotón tarda como promedio más de 20.000 años en recorrer los 695.000 kilómetros que hay desde el centro del Sol hasta la superficie solar, lo cual se traduce un la patética velocidad de cuatro metros por hora.
Después de este largo y errático viaje, el fotón recorre los restantes 149 millones de kilómetros hasta la Tierra a la velocidad habitual de la luz, y 8 minutos después llega por fin a su destino final. Y estamos hablando de los fotones afortunados: hay otros fotones en el Sol que se formaron hace cinco mil millones de años, pero aún no han conseguido salir de allí. Imaginemos algo parecido en un laberinto…
En el proceso de fusión se produce otra partícula extraña: el neutrino (ver figura). Un neutrino apenas interacciona con la materia, y por lo tanto puede escapar del Sol en un instante. El Sol genera enormes cantidades de neutrinos: ¡cada segundo, 100 mil millones de neutrinos solares atraviesan la punta de tus dedos! La mayoría de los neutrinos vuelan a través de toda la Tierra, sin verse afectados por ella en absoluto. De hecho, un neutrino volaría a través de un año luz de plomo sin interrupción alguna.
Cuando pensamos en el centro del Sol, imaginamos un horno sofocante que no para de emitir calor. Con una densidad 150 veces la del agua (medio litro de Sol pesa tanto como una persona de estatura media), y una temperatura de 15.000.000 grados Celsius, se trata de un entorno sin duda desalentador. Pero si tomáramos un metro cúbico del centro del Sol, encontraríamos que genera tan solo 30 vatios, apenas suficiente potencia para alimentar una bombilla. Es el tamaño en sí del Sol el que asegura que sintamos su calor en la Tierra.
Actualmente, el Sol quema 600 millones de toneladas de hidrógeno cada segundo, convirtiéndolo en 596 millones de toneladas de helio. ¿Qué ocurre con los cuatro millones de toneladas restantes? Se convierten totalmente en energía. Si aplicamos la fórmula E=mc2 (donde E es la energía, m la masa, y c la velocidad de la luz), vemos que 4 millones de toneladas de materia equivalen a 100.000.000.000.000.000.000 Kilovatios-hora de energía, aproximadamente un millón de veces la cantidad total de energía que el mundo entero utiliza en un año. ¡Y el Sol libera toda esa energía cada segundo! ¡Eso es realmente energía solar!
Hasta ahora, el Sol ha quemado la mitad de sus reservas de hidrógeno. Lleva quemando hidrógeno cinco mil millones de años, y lo seguirá haciendo otros cinco mil millones de años más. Y entonces, ¿qué? Entonces se acabó la fiesta. El Sol se hinchará y se convertirá en una “gigante roja”, haciendo que la atmósfera y toda el agua y la vida de nuestro planeta se evaporen. Será mejor que salgamos de aquí antes, pero disfrutemos mientras dure.
El descubrimiento del helio
En el siglo XVII, los científicos estudiaron la composición de la luz (el espectro) separando los colores que la forman por medio de una estrecha ranura y un prisma. Gracias a los experimentos con gases incandescente, se sabe que hay elementos que emiten selectivamente ciertos colores de luz muy precisos al ser calentados, mostrando rayas brillantes en el espectro (piensa en un tubo de neón).
Al observar el espectro del Sol, se encontraron líneas oscuras que correspondían exactamente con el lugar del espectro en el que aparecían líneas brillantes en los gases incandescentes. Rápidamente se pensó que las bandas oscuras debían ser causadas por el mismo elemento, el cual debía absorber luz en vez de emitirla. Fue así como se pudo analizar la composición del Sol, gracias al estudio detallado del espectro de luz solar.
La mayoría de las bandas del espectro solar pertenecían a elementos presentes en la Tierra, pero había un conjunto de líneas del espectro que escapaba a los científicos. En 1868, el astrónomo británico Norman Lockyer formuló la hipótesis de que estas bandas oscuras eran causadas por un elemento presente en el Sol y desconocido hasta el momento, al que llamó “helium”, de Helios, el dios griego del Sol.
Resources
- Warrick C (2006) Fusión: ¿nuestra mejor baza? Science in School 1.
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Review
En una época en la que las fuentes de energía no renovables están desapareciendo rápidamente, y se buscan desesperadamente fuentes de energía renovables, la fusión es a menudo objeto de debate en muchas revistas y publicaciones científicas. Desde una edad temprana, los estudiantes pueden encontrarse con este término sin entender realmente su significado.
Mark Tiele Westra, del Acuerdo Europeo para el Desarrollo de la Fusión en Garching (Alemania), nos da una explicación muy interesante y concisa sobre el proceso de fusión que tiene lugar dentro del Sol. Aunque el artículo ofrece un tratamiento teórico del tema y es de interés para el profesor de ciencias tal cual está escrito, se acompaña de una ilustración informativa. Ambos se pueden adaptar fácilmente para explicar la fusión en la clase de ciencias en función de la capacidad de los alumnos. Para estudiantes más avanzados, se ofrece también información detallada sobre el descubrimiento del helio.
Elton Micallef, Malta