Química del Sol

A 8 minutos y 19 segundos-luz se encuentra nuestro sol. Cuando observamos a nuestra estrella aparecer en el horizonte entre brumas añil y rojos suaves, hace ya 8 minutos y 19 segundos que el sol estuvo en esa posición. Se encuentra nada menos que a 150 millones de kilómetros de la Tierra. Y menos mal porque se trata de un potente reactor químico.

Del sol sabemos que su diámetro es 109 veces el de la Tierra, concretamente 1.400.000 Km; tres cuartas partes está compuesto de hidrógeno, una cuarta parte es helio y menos del 2% está formado por oxígeno, carbono, nitrógeno, silicio, neón, hierro y azufre. La temperatura en su superficie es de 5.000 grados centígrados mientras que en su núcleo alcanza la astronómica cifra (nunca mejor dicho) de 15 millones de grados centígrados. Pero ¿qué reacción química consigue tan exuberantes resultados? La fusión nuclear.

La fusión nuclear en el sol consiste en la transformación de dos átomos ligeros en un átomo más pesado. Esos átomos ligeros son el combustible de la reacción y resultan ser isótopos del hidrógeno. El hidrógeno es el más sencillo de los elementos químicos, tiene un protón en su núcleo y un electrón girando alrededor. Sin embargo, en la naturaleza también se presentan isótopos; de vez en cuando el protón del núcleo del átomo de hidrógeno aparece acompañado de partículas neutras: los neutrones. Cuando un neutrón acompaña al protón de hidrógeno en el núcleo tenemos un átomo de deuterio, ²H ó D; cuando se suman dos neutrones al protón de hidrógeno tenemos otro isótopo, el tritio, ³H.

Estos dos isótopos de hidrógeno son los átomos clave de la reacción de fusión nuclear. Cuando un átomo de deuterio se encuentra con un átomo de tritio y se fusionan en un superchoque dejan tras de sí un nuevo átomo que contiene en su núcleo dos protones y dos neutrones: un átomo de helio, He. Pero si han hecho las cuentas de cabeza se habrán dado cuenta de que en este balance de materia nos sobra un neutrón.

₁²H + ₁³H → ₂⁴He + ₀¹n

Efectivamente, ese neutrón sobrante sale despedido después del choque con la velocidad de la luz transformando su masa en energía según la famosa ecuación de Einstein:

E = mc²

Donde E es energía, m es la masa de la partícula y c es la velocidad de la luz. ¡Por cada mol de hidrógeno que reacciona se liberan 180 GJ (gigajulios)!

Ahora bien, visto así no parece que esta reacción tenga mucha complicación y poder controlarla nos liberaría de nuestra dependencia de combustibles fósiles como las gasolinas o el gas natural y en eso se afanan los científicos que investigan en la fusión fría. ¿Pero por qué «fría»? Volvamos al sol. Las condiciones en las que esta reacción tiene lugar no se producen con facilidad. En primer lugar el sol es una masa de plasma. El plasma es un estado de la materia a muy altas temperaturas en el que la masa de su superficie es menos densa y mucho más densa en su núcleo. Las altas temperaturas a las que están sometidos los átomos en el plasma hacen que pierdan sus electrones convirtiéndolo en una especie de gas ionizado.

Por lo tanto en esas condiciones tenemos una bola de núcleos que se mueven y chocan entre sí y que cuanto más cerca están del núcleo de plasma alcanzan más temperatura y más densidad. Es decir, se mueven más (tienen más energía cinética) y están más cerca los unos de los otros a presiones extremas. En el mayor punto de temperatura y densidad, los núcleos, alcanzan una velocidad próxima a la de la luz. Sin embargo, aunque todo esto suena favorable para un choque de fusión nuclear, existe también otra potente fuerza que resulta desfavorable: la fuerza de repulsión entre los protones, ya que éstos tienen cargas positivas y se repelen entre sí. A veces estas fuerzas de repulsión pueden ser infinitas. La cuestión es resolver en qué momento la energía cinética y la densidad son suficientes como para vencer esa repulsión, para lo cual debemos recurrir a lo que se conoce en Física como túnel cuántico o barrera de penetración.

Este efecto de la mecánica cuántica se aprovecha de la dualidad onda-partícula de la materia a niveles subatómicos y predice que para una partícula que esté confinada en una habitación de paredes infinitamente altas, y que por lo tanto nunca las pueda superar con su función de onda asociada, pueda sin embargo atravesar la pared como si de un fantasma se tratara. La ecuación de Schrödinger puede hacer una predicción sobre la probabilidad que tiene esa partícula de salir de su confinamiento «atravesando» la pared gracias a que tenga una función de onda que varíe suavemente dentro de la región cercana a la pared y recupere el aspecto de onda oscilante cuando sale de ella. Esto es posible para partículas ligeras que atraviesan barreras o «paredes» de pequeño grosor, tales como los isótopos de hidrógeno venciendo la barrera energética de su propia repulsión.

Las intensas investigaciones en el campo de la fusión fría están orientadas a conseguir esa reacción termonuclear a temperatura ambiente. El combustible en forma de partículas ligeras como los isótopos de hidrógeno son fáciles de conseguir y se convertiría en una fuente inagotable de energía. La fusión nuclear en frío de forma controlada es, sin duda alguna, uno de los mayores retos energéticos que se plantea la ciencia moderna. En realidad es: el reto estrella.

Bibliografía

• SOHO: Solar and Heliospheric Observatory
• Química Física. Atkinns. Sexta edición, 1999. Ed. Omega