| 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?
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 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.
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| 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 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.
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. |
Página principal en Español (índice)Linea del Tiempo Glosario . 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
Last updated 13 December 2001
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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.
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.