Title: Origen de la energía solar
Course: Módulo de Radiactividad - Proyecto colaborativo Matemática y Ciencias de la Naturaleza > Section: Módulo de Radiactividad

Cómo se genera la energía solar.

La energía solar posibilita la vida en la Tierra

La Tierra se traslada alrededor del Sol en una órbita elíptica de muy escasa excentricidad. Por eso la distancia entre nuestro planeta y el Sol no varía demasiado, equivale aproximadamente a unos 150 millones de kilómetros. El globo terráqueo a medida que se mueve recibe la luz de nuestra estrella. La energía que recibe la cara dirigida hacia el Sol, la cara que está de día, es remitida casi en su totalidad al espacio, especialmente después de que la parte calentada haya girado por efecto de la rotación terrestre y se encuentre en la cara opuesta al Sol, la cara nocturna. Como consecuencia de esta alternancia de energía recibida y emitida, la superficie terrestre se mantiene a una temperatura que la hace habitable.

Sin embargo, hay que precisar que no toda la energía solar incidente es reemitida al espacio: una parte de ella se combina químicamente en las plantas. El hombre y los animales viven de la energía solar almacenada en las plantas. Cuando nos calentamos con carbón o petróleo, utilizamos también la energía absorbida por las plantas en períodos anteriores de la historia de la Tierra. También las turbinas de nuestras centrales hidráulicas funcionan gracias a la energía solar, porque los rayos solares evaporan el agua del océano y alimentan los ríos con la lluvia.

Cada kilómetro cuadrado de la superficie terrestre dirigida hacia el Sol recibe una irradiación de 1,36 kilovatios. La radiación total recogida por la superficie terrestre equivale a casi 200 billones de kilovatios. Por grande que pueda parecernos esta cantidad, es ínfima en comparación con la energía que el Sol emite cada segundo en todas direcciones. Si queremos expresar en kilovatios la energía radiada por el Sol necesitaremos un número de 24 cifras. El globo terráqueo recibe solo una mínima parte de este total.

¿De dónde procede la energía del Sol?

El Sol emite año tras año al espacio una cantidad enorme de luz y calor, es decir, de energía. Pero no es posible que su cantidad de energía sea ilimitada, ya que es un cuerpo finito constituido por una cantidad finita de materia. La masa del Sol es enorme (2x10^30 kilos, o sea 2 quintillones de kilos) y sabemos que proporciona por sí misma la energía desde hace miles de millones de años. Pero, ¿de dónde procede tanta energía que el Sol emite desde hace tanto tiempo y con tanta intensidad? ¿Puede explicarse mediante transformaciones o reacciones de tipo químico?

Si imaginamos el proceso químico más sencillo capaz de proporcionar energía: la combustión. Si el sol estuviera compuesto de carbón, la energía procedente de su combustión bastaría únicamente para cubrir la energía emitida durante unos 5.000 años. Sin embargo, el Sol brilla desde hace 4.500.000.000 de años. Si el horno solar quemara carbón, se habría vaciado desde hace mucho tiempo.

A fines del siglo XIX se buscaba la respuesta, la cual no se encontraba si solo se refería al origen de la energía solar mediante procesos que ocurrirían en el interior del Sol, ya que esta resultaba insuficiente. Por lo tanto se había comenzado a buscar una respuesta en el origen de la energía solar mediante procesos que ocurrirían en el exterior del sol. Es decir que se planteaba la posibilidad de que el Sol se calentara desde afuera. Debido a que el Sol tiene una enorme masa, esta genera un gran campo gravitatorio y por lo tanto se pensó que debían caer permanentemente meteoroides sobre la caliente superficie de nuestro astro rey. Al chocar continuamente estos fragmentos, la energía cinética se transformaría en calor. Sin embargo, cada año debería precipitarse contra el Sol una centésima parte de la masa de la Tierra en forma de meteoritos para cubrir la energía que el Sol emite. Pero eso aumentaría la masa del Sol de tal forma, que alteraría el tiempo de traslación de la Tierra. Ya que este tiempo no ha variado según se sabe, por lo tanto tuvo que eliminarse la hipótesis del calentamiento del Sol por la caída de meteoroides.

¿Y si el Sol pudiese obtener la energía de su propia gravedad? Esta hipótesis fue planteada por el físico médico Hermann von Helmholtz. En este caso el Sol se iría contrayendo, reduciendo su diámetro, y cada gramo de materia solar se iría acercando lentamente hacia el centro del Sol. La masa solar y su atracción sobre la Tierra se mantendrían constantes. Pero este proceso alcanzaría a alimentar el brillo del Sol, durante solo 10 millones de años, por lo cual dicha hipótesis también es descartada.

Arthur Eddington y el origen de la energía estelar

El científico inglés Sir Arthur Eddington tenía una famosa cátedra de Astronomía en la Universidad de Cambridge, y en el año 1926 publicó su obra "La constitución interna de las estrellas". Era una brillante exposición de los conocimientos físicos de aquella época, acerca del interior de las estrellas. Se sabía ya cómo funcionaba en principio una estrella, pero faltaba la clave: ¿cómo se generaba su energía?

Como se conocía con certeza que las estrellas poseen una gran abundancia de hidrógeno, esta constitución podría ser suministradora ideal de energía. Se sabía que la transformación del hidrógeno en helio liberaba tal cantidad de energía que sin duda podría cubrir las necesidades del Sol y de las estrellas permitiéndoles brillar durante miles de millones de años. Se había descubierto una magnífica fuente de energía, pero no se podía comprobar llevando a cabo experimentalmente la transformación de hidrógeno en helio, ya que dicho proceso ocurre a enormes temperaturas.

Pero Eddington pudo ya entonces evaluar las temperaturas que debían existir en el interior del Sol. En nuestra estrella, la enorme gravedad atrae la materia hacia el centro. Pero la materia solar no llega a precipitarse hacia el punto central porque el gas solar ejerce una contrapresión. Esta presión tiende a impulsar la materia hacia afuera, es decir, actúa en contra de la gravedad. Ambas fuerzas están en equilibrio. Puede calcularse la gravedad con que la materia solar se atrae a sí misma. La fuerza ejercida por la presión gaseosa que equilibra esta gravedad debe tener el mismo valor. La presión de un gas está en función de su densidad y de su temperatura. Conocemos la densidad de la materia solar porque sabemos el valor de la masa del Sol y el volumen que ocupa. Cuanto más caliente un gas, mayor es su presión. ¿Qué temperatura tendría un gas en el interior del Sol para que pueda equilibrar la gravedad?

Basándose en dichos supuestos, Eddington calculó que la temperatura del centro de las estrellas sería de unos 40 millones de grados. A esta temperatura los átomos del interior del Sol se moverían a 1000 kilómetros por segundo. Los átomos de hidrógeno en estas condiciones habrían perdido hace tiempo sus electrones (transformándose en cationes o iones positivos), y sus protones se desplazarían libres por el espacio. Los protones pasarían muy cerca unos de otros, pero las fuerzas eléctricas de repulsión los desviarían antes de que puedan aproximarse lo suficiente para fusionarse. Además, para formar un núcleo de helio a partir de átomos de hidrógeno, deben coincidir simultáneamente en un mismo punto cuatro protones y dos electrones, o sea seis partículas... suceso que es muy improbable. Y aunque las seis coincidieran casualmente, las fuerzas eléctricas desviarían sus trayectorias impidiendo la fusión.

A pesar de estas dificultades planteadas, Eddington estaba convencido de que solo la energía nuclear puede alimentar las estrellas, y al final tendría razón.

Origen de la energía de las estrellas: enigma resuelto

En el año 1929, los físicos Fritz Houtermans (austríaco) y Robert Atkinson (inglés) resolvieron el enigma de la generación de energía en las estrellas. Aún sin llegar a las temperaturas de 40 millones de grados previstas por Eddington para el interior de las estrellas, los núcleos atómicos de hidrógeno podían acercarse lo suficiente para fusionarse. Un protón en una estrella está separado de los demás protones por un campo eléctrico que equivale a una montaña infranqueable, y sin embargo consigue, quizás al cabo de mucho tiempo, superar esta montaña, aunque su energía sea insuficiente. El protón consigue llegar al otro lado gracias al efecto túnel, idea propuesta poco tiempo antes por el joven físico ruso George Gamow.

Si bien la probabilidad de que ocurra el efecto túnel no es muy grande, el efecto ocurre en el interior del Sol y de las estrellas, con frecuencia suficiente para que la estrella pueda vivir de la energía que libera el proceso. Atkinson y Houtermans demostraron lo que Eddington había solo supuesto: el Sol y las estrellas cubren sus necesidades de energía con la transformación del hidrógeno en helio. Acababa de descubrirse el origen de la energía del Sol y de las estrellas.

Fritz Houtermans contaba un recuerdo de aquella época:

"Por la tarde, después de concluir el artículo me fui a pasear con una guapa chica, y cuando anocheció empezaron a brillar esplendorosamente las estrellas. ¡Cómo brillan, qué hermoso!, exclamó mi acompañante. Yo me ufané un poco y dije: desde ayer sé por qué brillan. Ella no dio muestras de impresionarse. ¿Quizá no me creía? Probablemente aquello en aquel momento le tenía sin cuidado."

La fusión en el Sol

En el núcleo del Sol, la fusión nuclear ocurre a una temperatura aproximada de 15 millones de grados. En dicho proceso de transformación de hidrógeno en helio se origina la energía solar. Este mecanismo de fusión nuclear puede ocurrir a partir de los 10 millones de grados y se denomina cadena protón protón.

La siguiente animación nos permite comprobar que 4 núcleos atómicos de hidrógeno se transforman en un núcleo atómico de helio, generando la energía solar que es liberada a partir de dicho proceso.

cadena protón protón .

¿Cuánta energía se libera en esta reacción?

Un núcleo de hidrógeno, es decir el protón, tiene una masa atómica que vale 1,0076

Por lo tanto si sumamos la masa de 4 núcleos de hidrógeno tendremos: 4,03 U.M.A.

Pero el núcleo de helio tiene una masa de 4,0026 U.M.A. Por lo tanto, si el hidrógeno se transformó en helio, se perdió algo de masa, la diferencia entre:

4,03 - 4,0026 = 0,0274 U.M.A.

Quiere decir que el Sol ha perdido masa durante la transformación. Esa masa se transformó en rayos gamma, y en la energía cinética llevada por los positrones y los neutrinos desprendidos durante las reacciones nucleares.

Pero dicha masa se puede calcular mediante la ecuación dada por Einstein de equivalencia entre masa y energía:

E = m . c^2

E: energía - se expresa en ergios

m: masa que se pierde en la transformación - se expresa en gramos

c: velocidad de la luz - se expresa en centímetros por segundo

Si se transforma un gramo de hidrógeno en uno de helio (menos la diferencia de masas, que será de 0,0007 gramos), se libera una energía de aproximadamente 750.000 kilovatios/hora.

En el Sol, en cada segundo que transcurre, se transforman 640 millones de toneladas de hidrógeno en 636 millones de toneladas de helio. Por lo tanto 4 millones de toneladas de materia solar se convierten en energía radiante. Pero como el Sol tiene una masa de 2 quintillones de kilos, es decir 2 x 10^30 kg, no le implica notorios cambios y es tan grande el Sol que aún tiene reservas de energía para muchos miles de millones de años.