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(S-7) La Energía Solar

El Sol es la fuente de la mayor parte de la energía sobre la Tierra, es la fuente de alimentación de las plantas, la causa de los flujos atmosféricos y del agua, el origen del calor que hace posible la vida. Nada existiría sin él. En la órbita terrestre, despreciando la absorción atmosférica, cada metro cuadrado de área recibe unos 1380 julios por segundo (cerca de dos HP). Esta cantidad se conoce como constante solar, que varía muy poco, como se observó mediante sensores abordo de satélites de la NASA. 

Pero, ¿Qué suministra la propia energía del Sol? ¿Cuanto brillará hasta que se le acabe el combustible? ¿Desde cuando nos ha estado enviando su energía?

El primero que consideró estas preguntas con seriedad fue el gran físico alemán Hermann von Helmholtz, que observó en 1854 que la propia gravedad del Sol suministraría una apreciable cantidad de energía. Si el Sol se estuviera contrayendo gradualmente, si toda su materia estuviera cayendo gradualmente hacia su centro, se estaría emitiendo suficiente energía para mantener su radiación durante mucho tiempo. Calculó que esta fuente proveería energía al Sol durante más de 20 millones de años. 

Luego se descubrió la radiación, la descomposición de los elementos pesados en otros más ligeros con emisión de partículas rápidas, que contienen una gran cantidad de energía. Es esta energía, cuando se despide de los elementos radiactivos de las rocas, la que proporciona el calor interno de la Tierra. La radioactividad también permite hacer nuevas estimaciones de la edad de la Tierra, por que la cantidad de productos acumulados residuales en los minerales indican cuanto ha durado el proceso. Esto nos sugiere que la edad de la Tierra es mucho mayor de la estimaba Helmholtz, quizás miles de millones de años. ¿quizás el mismo tipo de fuente puede también suministrar las necesidades del Sol para tanto tiempo? 

Física Nuclear

El cuadro se hizo más claro gradualmente. Se encontró que los átomos eran núcleos pesados, con protones con carga eléctrica positiva y neutrones neutros, mientras que alrededor del núcleo se apiñaban los electrones ligeros de carga eléctrica negativa. Un electrón tiene aproximadamente 1/1840 de la masa del protón, que es también el núcleo del hidrógeno. 
    [Siento dar solo los fríos datos, pero explicar como se han establecido sería pedir mucho a esta breve revisión.] 
Los electrones y los núcleos se mantienen juntos por atracción mutua (lo negativo atrae a lo positivo). Además, los electrones están compartidos, a veces, por los átomos vecinos y se transfieren a ellos (por procesos de física cuántica) y esta unión entre los átomos da a nuestro mundo una gran cantidad de compuestos químicos. 

Pero se necesita algo más para mantener juntos a los núcleos, porque todos los protones tienen carga positiva y se repelen entre si. Las fuerzas eléctricas no son el aglutinante que mantiene a los núcleos unidos, ¡trabajan en la dirección equivocada! Además, la ligazón de los neutrones al núcleo requiere una atracción no eléctrica. 

Todo esto nos sugiere que otro tipo de fuerza, una fuerza nuclear, está manteniendo el núcleo unido. Esa fuerza debe ser más intensa que la repulsión eléctrica a distancias pequeñas, pero más débil para distancias mayores o sino los diferentes núcleos tenderían a juntarse todos. En otras palabras, deberá ser una fuerza de corta distancia, como la fuerza entre dos pequeños imanes, muy fuerte para separarse cuando están juntos, pero cuando están distantes, la fuerza entre ellos cae a casi cero (por favor no tome esta analogía literalmente!). 

Realmente existen dos tipos de fuerza nuclear, la "fuerte" y la "débil". La fuerza débil interviene entre los protones y los neutrones, los cuales, excepto por su carga eléctrica, son partículas muy similares (diferentes tipos de "nucleones"). La estructura nuclear (al menos en los núcleos ligeros) favorece a los núcleos que contienen igual número de protones y de neutrones y aunque existen pequeñas desigualdades (en los "isótopos"), cuando se hacen muy grandes, la fuerza débil puede convertir los nucleones de un tipo en otro, emitiendo un electrón (o un positrón, su equivalente positivo) en el proceso. Esto se conoce como radiactividad beta y no se abordará más. 

La fuerza nuclear fuerte (la única fuerza nuclear considerada a partir de ahora) puede unir a los protones y a los neutrones en un núcleo mayor. Estando cargados positivamente, todos estos bucles se repelen entre si y, por consiguiente, excepto en presencia de presiones y temperaturas extremas, tal y como existen en el centro del Sol, dos núcleos diferentes probablemente no se combinarán entre si. Su repulsión eléctrica no les permite acercarse lo suficiente para que actúe la fuerza nuclear. 

La Energía de Unión de los Núcleos

La naturaleza contiene núcleos de diferentes tamaños. El hidrogeno solo contiene un protón, el hidrógeno pesado ("deuterio") un protón y un neutrón; el helio dos protones y dos neutrones y el carbón, el nitrógeno y el oxígeno tienen  6, 7 y 8 partículas respectivamente. Se ha medido el peso de todos estos núcleos y un hecho interesante es que: un núcleo de helio pesa menos que la suma de los pasos de sus componentes. Lo mismo se mantiene para el carbón, el nitrógeno o el oxígeno; el núcleo de carbón, por ejemplo, pesa menos que tres núcleos de helio. 

La razón de este "defecto de masa" tiene que ver con la famosa fórmula de Einstein E = mc2, que expresa la equivalencia de energía y masa. Según esta fórmula, añadiendo energía se incrementa la masa (peso e inercia), eliminando energía disminuye la masa.

Si una combinación de partículas contiene energía extra, por ejemplo, si pesamos una molécula del explosivo TNT revelará una masa extra (comparada con sus productos finales existe una pequeña diferencia no medible). Por otro lado si necesitamos invertir energía para separar la molécula en sus componentes, el peso es menor que la de sus componentes. 

Este es el caso del núcleo de helio:  para romperlo en protones y neutrones, necesitamos invertir energía. Por otro lado, si existe un proceso que vaya en la dirección opuesta, mediante el cual se combinasen átomos de hidrógeno para formar helio, se liberaría una gran cantidad de energía, a saber, E=mc2 por núcleo, donde m es la diferencia entre la masa del núcleo de helio y la masa de los 4 protones (mas 2 electrones) absorbidos para crear el núcleo de helio.
 


Cuando vamos avanzando por los elementos más pesados que el oxígeno, la energía que se gana creándolos a partir de elementos más ligeros, disminuye hasta el hierro. Para los núcleos más pesados que el hierro, se gana energía rompiéndolos en 2 fragmentos. Así es como se extrae la energía de los átomos de uranio, rompiéndolos en los reactores nucleares. 

La razón de la inversión de tendencia después del hierro es debido al crecimiento de la carga positiva del núcleo. La fuerza eléctrica puede ser más débil que la fuerza nuclear, pero su alcance es mayor: en un núcleo de hierro, cada protón repele otros 25 nucleidos, mientras que la fuerza nuclear solo ata a los más cercanos. 

Cuando los núcleos se hacen mayores, sus efecto destructor se hace más significativo. Cuando se alcanza  el uranio, con 92 protones, los núcleos no pueden sostener su gran carga positiva, por lo que expulsan sus protones en exceso en un proceso de radioactividad alfa, emitiendo núcleos de helio, que contienen cada uno dos protones y dos neutrones, una combinación más estable. En la Tierra no se han encontrado núcleos más pesados de forma natural. 

El Origen de la Energía Solar

Se cree que el Sol tiene unos 5.000 millones de años y que se formó cuando la gravedad atajo una gran nube de gas y polvo, de la cual también se originaron la Tierra y los otros planetas. La atracción gravitatoria liberó energía y calentó el primitivo Sol, en la forma que propuso Helmholtz. 

El calor es el movimiento de los átomos y de las moléculas: cuanto mayor es la temperatura, mayor es su velocidad y sus colisiones son más violentas. Cuando la temperatura en el centro del Sol recién formado se elevó lo suficiente como para que las colisiones entre los núcleos venciesen a su repulsión eléctrica, los núcleos empezaron a  juntarse y los protones se combinaron en helio, durante este proceso algunos protones se convirtieron en neutrones (más los positrones, electrones positivos, que se combinan con los electrones y se destruyen). Esto  libera energía nuclear y mantiene la alta temperatura del centro del Sol; el calor también mantiene alta la presión del gas, manteniendo el Sol hinchado y neutralizando la atracción gravitatoria que no lo concentra más.

En términos muy simples este es el tipo de proceso que tiene lugar dentro del Sol. Predominan diferentes reacciones nucleares durante las diferentes etapas, incluyendo la reacción protón-protón y el ciclo carbón-nitrógeno que implica a los núcleos pesados, pero cuyo producto final sigue siendo la combinación de protones para formar helio. Se puede ver aquí  una explicación más detallada hecha por astrofísicos de la Universidad de Berkeley en California. 

Una rama de la física, el estudio de la "fusión nuclear controlada", ha intentado desde 1950 obtener potencia útil de las reacciones de "fusión nuclear" combinando núcleos pequeños para formar otros mayores, potencia que calentará unas calderas, cuyo vapor podrá hacer girar turbinas que produzcan electricidad. Desgraciadamente, los laboratorios terrestres no pueden compararse con la potencia solar, la gran masa solar cuyo peso mantiene el plasma caliente comprimido y confinado en el "horno nuclear" del centro del Sol.. En su lugar, los físicos usan potentes campos magnéticos para confinar el plasma y como combustible usan formas pesadas de hidrógeno, que se "quema" más fácilmente. Aún así, las trampas magnéticas son más bien inestables y el plasma suficientemente caliente y denso para experimentar la fusión nuclear, tiende a deslizarse fuera de ellas después de un corto período de tiempo. Aún con artilugios ingeniosos, el confinamiento, en la mayoría de los casos, dura una pequeña fracción de segundo. 

El Sol actual se compone mayoritariamente de hidrógeno. El suministro de combustible que duró los primeros 15.000 millones de años, durará otros tantos más. 

La Evolución de las Estrellas

Además de 5 planetas, cada estrella que vemos en el cielo nocturno es un sol: algunas son mayores que nuestro Sol, otras son menores, algunas están en los comienzos de su evolución, otras al final y otras han evolucionado completamente diferente, por una variedad de razones. El telescopio permite a los astrónomos observar y comparar las estrellas de tamaños diferentes, en etapas diferentes de su evolución. Su espectro liso nos habla de sus temperaturas, sus líneas espectrales nos revelan algo de su composición y basado en esto se ha formulado una teoría general de su "evolución estelar", que se aplica también a nuestro Sol, una estrella típica de "secuencia principal". 

Todas estas estrellas queman hidrógeno para formar helio, donde "quemar" significa el proceso nuclear, no el proceso químico (completamente inadecuado) del fuego. Las estrellas se queman rápidamente y de forma muy brillante, como el cirio del poema de 1920 de Edna St. Vincent Millay: 

Mi vela arde por ambos lados,
y toda la noche no durará;
pero ¡ah! amigos y enemigos,  
proporciona una luz adorable.

Las estrellas pequeñas duran más y muchas son oscuras; pero cualquiera que sea el tamaño de la estrella, finalmente se le acaba el hidrógeno. Pueden liberar energía "quemando" núcleos pesados y combinándolos en otros mayores, hasta el hierro: la teoría sugiere que ocurre esto, pero proporciona mucha menos energía y lo alarga mucho la vida de la estrella. Cuando se consume todo su combustible, la gravedad se vuelve de nuevo la forma de energía dominante y la estrella comienza su colapso hacia dentro.

La Tierra mantiene su tamaño porque su gravedad no es lo suficientemente fuerte para aplastar los minerales de que consiste. No es así en una estrella lo suficiente masiva como para mantener su "quemado" nuclear. Una estrella pequeña puede aplastar sus átomos juntos, creándose una "enana blanca", p.e. con la mitad de la masa del Sol, pero solo tan grande como la Tierra. Continúa liberando algo de energía (por eso es "blanca"), pero finalmente, la estrella probablemente se convierte en una ceniza oscura. 

Supernovas

Las estrellas tan grandes como el Sol tienen suficiente energía como para aplastar no solo los átomos sino también los núcleos, comprimiendo toda su materia en una esfera de quizás 15 kilómetros de diámetro. Después de su colapso se convierten en "estrellas de neutrones" y constan solo de neutrones (cambian de forma todos los protones), núcleos gigantes tan densos como los de los átomos. Se libera una gigantesca cantidad de energía en el colapso final que es muy rápido, lanzando las capas superiores de la estrella y produciendo elementos más pesados. 

Este evento catastrófico se conoce como una explosión supernova (técnicamente, una "supernova tipo 2 "). Tycho Brahe fue afortunado por ver una que ocurrió en nuestra galaxia, brillando más que Venus y visible hasta de día. Los chinos observaron una en el año 1054, en la constelación de Cáncer del zodíaco y también otra ocurrida en tiempos de Kepler. Desde entonces, no obstante, no se ha visto ninguna que haya ocurrido cerca de la Tierra. La más notable de este tipo se observó (muy extensamente) en 1987 en la Gran Nube de Magallanes, una pequeña galaxia cercana a nosotros (vea la imagen superior; la nube interior es la producida por la explosión, los anillos parecen más viejos). Para más sobre las supernovas, vea aquí .

El material lanzado por la explosión de una supernova finalmente se esparce por el espacio y algo de él se concentra en nubes de polvo y gas que posteriormente forma nuevos soles y planetas. Todos los elementos sobre la Tierra más pesados que el helio (excepto, posiblemente, una pequeña cantidad de litio) debieron de llegar de esta forma: productos del "quemado" nuclear en algunas estrellas pre-solares, liberados o creados en la explosión de acompañó a su colapso final. Nuestros cuerpos están hechos de restos estelares, el carbón, el oxígeno, el nitrógeno, y los demás han sido producidos por fusión nuclear. 

Al igual que los "restos de la supernova" liberados en el colapso, la suerte de una supernova depende de su masa. Una estrella algo mayor que el Sol (y posiblemente el Sol, también) puede producir una estrella de neutrones residual y si giraba originalmente alrededor de su eje, esa rotación aumentará enormemente; la supernova restante del año 1054 (su nube eyectada, la nebulosa del Cangrejo, se ve a la izquierda) gira a unas ¡30 revoluciones por segundo! El campo magnético de la estrella original también se amplificará enormemente y los fenómenos asociados pueden emitir ondas de radio. Los Pulsares, fuentes de radio pulsantes con períodos de pulsación muy estables, se producen de esta forma. 

Una estrella mucho mayor que el Sol se colapsará aún más y se convertirá en un agujero negro. Solo se puede adivinar y calcular lo que ocurre allí, ya que no se puede observar: su gravedad en el estado de colapso es tan grande que no emite luz ni ninguna información hacia el espacio exterior. Aunque los astrónomos no pueden ver estos objetos, tienen evidencias considerables de que existen, al menos en algunos lugares, incluyendo quizás un agujero negro muy masivo en el centro de nuestra galaxia, y probablemente en el centro de otras galaxias, ayudando a mantenerlas unidas. 


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Opcional: (S-8)   La Energía Nuclear

Con esto se finaliza nuestra exposición sobre el Sol. "De Astrónomos a Astronaves" continúa con secciones  sobre los vehículos y los viajes espaciales, comenzando con El principio del Cohete

Author and Curator:   Dr. David P. Stern
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Spanish translation by J. Méndez

Last updated 13 December 2001