16-Energia

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Curso de Astronomía
Prof. Roberto O. J. Venero
Dr. en Astronomía
Fac. de Cs. Astronómicas y Geofísicas (UNLP)
Apuntes de la asignatura optativa Astronomía de 6◦año.
16 - La energía de las estrellas
Universidad Nacional de La Plata
Colegio Nacional Rafael Hernández
La Plata, Argentina
- 2020 -
Gráficos realizados con Geogebra.
Curso de Astronomía: Prof. R. Venero Colegio Nacional (UNLP)
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Capítulo 16
LA ENERGÍA DE LAS
ESTRELLAS
¿Por qué brilla el Sol? ¿De dónde saca su energía? Esas son las preguntas que nos
haremos en este apunte. Su respuesta nos llevará al mundo de los átomos, a la región
más interna de los mismos ocupada por el núcleo atómico. Por esa razón, tendremos
que repasar, muy brevemente, cómo son los átomos y qué distingue a un átomo de otro.
16.1. La luminosidad del Sol
Todos estamos de acuerdo que el Sol brilla con luz propia (figura 16.1). Nos lo han
enseñado en la escuela primaria. El Sol emite su propia energía en forma de radiación
(fotones). Eso lo hace permanentemente, y lo ha estado haciendo durante mucho tiem-
po. El Sol que nos ilumina hoy es el mismo que nos alumbró ayer, hace cien años y
hace mil años. Es el mismo que iluminó a San Martín cuando cruzaba los Andes, es
el mismo que vieron los neandertales, es el mismo que daba calor a los dinosaurios de
sangre fría. Y podemos seguir revisando toda la historia de nuestro planeta con el Sol
siempre brillando, siempre emitiendo energía. Con mínimos cambios, nuestro Sol ha
estado irradiando su luz durante miles de millones de años.
Sin duda, tiene mucha energía para emitir y lo puede hacer de manera más o menos
constante, durante mucho tiempo. ¡Por suerte para nosotros!
Primero, preguntémonos cuánta energía emite. Con algunas mediciones bastante
simples de la cantidad de luz que llega a la Tierra, podemos calcular cuánta energía
irradia el Sol, por ejemplo, durante un segundo. Podríamos comparar esa cantidad con
la luz (energía) que produce, por ejemplo, una lamparita de 100 watts de potencia1.
Vamos a llamar a la potencia del Sol o de las estrellas como “Luminosidad” y lo
indicaremos con la letra “L”. Si nos referimos al Sol será “L�”. Veamos con cuántos
watts brilla el Sol:
1Un watt es 1 joule (unidad de energía) por segundo. Algunas veces se le dice “vatio”, pero suena
más lindo “watt”. James Watt (1736-1819) fue un ingeniero e inventor escocés que perfeccionó las
máquinas de vapor.
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L� = 3, 8×1026 watts
Es un número grande ¿no les parece? Traduzcamos ese numerito al lenguaje coti-
diano:
L� = 380.000.000.000.000.000.000.000.000 watts
Son 380 cuatrillones de joules emitidos por el Sol en cada segundo de nuestras
vidas. Si dividimos ese número por 100, encontramos la cantidad de lamparitas que
se necesitarían para equiparar la producción de energía del Sol. Serían unas 3.800.-
000.000.000.000.000.000.000 (3 cuatrillones) de lamparitas de 100 watts. ¡Imaginen el
montón de centrales eléctricas que precisaríamos para encender esas lamparitas!
Figura 16.1. Fotografía en luz UV del Sol. En la superficie del Sol podemos notar
una gran cantidad de “granitos”, zonas más brillantes y más oscuras que se deben a
pequeñas diferencias en la temperatura local. Esos granitos son enormes burbujas de
plasma caliente que están subiendo desde regiones más internas, en el fenómeno que se
llama “convección”. Hacia los costados del Sol pueden verse algunas “prominencias”,
especies de lazos de plasma que han sido eyectados de la superficie solar y que vuelven
a caer a la misma. Estos lazos no son llamaradas. Son corrientes de gas muy caliente
que se mueven a lo largo de las líneas de fuerza del campo magnético solar. Elijan uno
de los puntitos brillantes más pequeños en la superficie del Sol: ese sería el tamaño de
nuestro planeta. Fotografía del satélite Soho (ESA/NASA).
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Tenemos buenas medidas de la luminosidad de otras estrellas. Por ejemplo, quizás
recuerden a Rigel, una de las estrellas azules más brillantes de la constelación de Orión.
La luminosidad de Rigel es 120.000 veces la luminosidad del Sol. ¡Eso quiere decir que
precisaríamos todavía muchas más lamparitas para equiparar el brillo de una estrella
caliente y azul como Rigel!
16.2. La naturaleza del Sol
La mayoría de la gente supone que el Sol es “una bola de fuego”. Es una creencia
muy común que, incluso, puede aparecer en algunos libros de texto. Seguramente, la
gente asocia “fuego” con “luz” y “calor”, por lo que imaginan que el Sol es como una
especie de megaplaneta gigante encendido de fuego. Peor aún, cuando ven una imagen
como la que muestra la figura 16.1, suponen que las prominencias de los costados son
“llamaradas”. Es una creencia muy equivocada.
El Sol es una enorme esfera de gas muy caliente. Podemos decir que su
materia está en estado gaseoso debido a su baja densidad2 y porque, a su temperatura,
las sustancias no pueden permanecer en estado sólido. Los enlaces que hacen que la
materia esté en estado sólido se romperían en el Sol, y todos los átomos quedarían
sueltos.
Por otro lado, sabemos que el gas que compone la mayor parte del Sol es el hidró-
geno (H), como se muestra en el apunte de Composición Química. El hidrógeno, como
veremos en la siguiente sección, es el átomo más simple de la naturaleza.
Entonces, ¿por qué no es de fuego? Pensemos en qué es el fuego. Es “combustión”.
Es una transformación química de las sustancias. Eso significa que es un proceso me-
diante el cual, una sustancia (por ejemplo, la leña de un asadito) incorpora oxígeno y
libera dióxido de carbono, para transformarse en otra (por ejemplo, carbón o cenizas).
Entonces, el fuego es un proceso de oxidación que, mientras dura, emite energía en la
forma de luz y calor. Para que haya fuego tiene que haber una sustancia combustible,
junto con aire que aporte el oxígeno.
Si proponemos que el Sol brilla por fuego, tenemos que suponer que está formado por
un elemento combustible. Bueno... el hidrógeno es combustible. Al mezclar el hidrógeno
con el oxígeno se libera calor de manera explosiva y como resto, se produce agua. Sin
embargo, si esa reacción estuviera ocurriendo en el Sol y fuera su fuente de luz, al
ritmo que irradia la energía (la luminosidad que mencionamos en la sección anterior),
su hidrógeno disponible ya se habría consumido completamente en, apenas, unos pocos
miles de años. El Sol no podría haber estado brillando durante miles de millones de
años. Ya se hubiera apagado hace mucho tiempo.
Entonces, si el Sol no es de fuego, ¿de dónde saca su energía? Para entenderlo
2Podemos calcular la densidad dividiendo su masa (medida por su fuerza gravitatoria sobre la
Tierra) por su radio (medido sobre su disco visible).
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tenemos que saber un poco más sobre cómo es el interior del Sol y un poquito sobre
cómo está formada la materia: los átomos.
16.3. Los átomos
La materia está formada por pequeñas partículas que forman estructuras llamadas
átomos. En la figura 16.2 pueden ver una representación antigua (modelo de Bohr3) de
algunos átomos. Es importante que aclaremos que los átomos no son así y que no se
parecen en nada a lo que podamos comparar en nuestro entorno habitual. Los átomos
no son “sistemas solares” en miniatura, ni sus partículas son “pelotitas” de colores.
La representación que mostramos sólo sirve como una guía para entender dónde se
encuentra cada clase de partícula y cuál es su función dentro del átomo.
Figura 16.2. Representación de Bohr de algunos átomos. La diferencia entre un elemen-
to químico y otro viene dada por la cantidad de protones que hay en el núcleo atómico.
Un átomo de hidrógeno (H) tiene un único protón (punto azul). Si el átomo tiene dos
protones, el elemento químico es helio (He). Así sucesivamente podemos construir to-
dos los átomos de la naturaleza. Por ejemplo, el átomo de carbono tiene 6 protones.Los protones tienen cargas eléctricas positivas. Para que los átomos sean neutros, tiene
que haber la misma cantidad de cargas positivas que negativas, estas últimas son los
electrones (puntos rojos). En el núcleo también se encuentra el neutrón (punto negro),
que es una partícula sin carga que estabiliza el núcleo atómico.
Los átomos tienen dos regiones importantes. La región más externa contiene partí-
culas de carga eléctrica negativa que se llaman electrones. Los electrones tienen una
masa diminuta y se supone que se encuentran en algún lugar lejos del núcleo, formando
una especie de “nube” de carga negativa alrededor del átomo. No se puede decir, con
certeza, en qué lugar se encuentran exactamente.
La otra región importante del átomo es el núcleo. Su tamaño es extremadamente
chico comparado con la extensión de la nube de electrones. Dentro del núcleo se en-
cuentran dos partículas: los protones, con carga eléctrica positiva, y los neutrones,
3Niels Bohr (1885-1962), físico danés que estudió a los átomos.
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sin carga eléctrica. Como los protones tienen cargas de igual signo, tienden a repelerse,
pero la “fuerza nuclear” que existe entre ellos y con los neutrones, evita que se separen.
Cada elemento químico está determinado por la cantidad de protones que tiene el
núcleo atómico. Si tiene un solo protón es hidrógeno (H). Si tiene dos protones es helio
(He). Si tiene tres protones, es litio (Li), y así se van armando todos los átomos.
El núcleo de un átomo puede tener también un cierto número de neutrones. Cuando
un átomo tiene un exceso (o una falta) de neutrones, se dice que es un isótopo. Por
ejemplo, si en el núcleo de un átomo de H hay un neutrón junto al protón, se dice que
es un isótopo del H. En este caso, el isótopo de hidrógeno se llama “deuterio”4 y se lo
indica como 2H. Noten el dos arriba y a la izquierda de la “H”, en la notación. Si el
núcleo de H tiene dos neutrones se llama tritio. En tal caso se lo indica como 3H. Este
isótopo es muy raro en la naturaleza.
Figura 16.3. Puede haber variantes para un mismo átomo. Los isótopos son átomos
con más neutrones en el núcleo. Por ejemplo, en la figura del medio se representa el
deuterio, un átomo de hidrógeno con un neutrón en su núcleo. Los iones son átomos
que han perdido uno o varios electrones. En el diagrama de la derecha se muestra un
ion de hidrógeno que es, simplemente, un protón. En los tres casos, el elemento químico
sigue siendo hidrógeno.
Cuando se unen varios átomos, se forma una molécula. Por ejemplo, H2 es una
molécula formada por dos átomos de H unidos (hidrógeno molecular). Distingan que,
en la notación, el 2 está a la derecha y abajo de la “H” (a diferencia del isótopo).
En general, un átomo es neutro. Eso significa que tiene igual cantidad de cargas
positivas que negativas. Por ejemplo, un átomo neutro de H tiene 1 protón y 1 electrón,
un átomo neutro de uranio (U) tiene 92 protones y 92 electrones. Si el átomo ha perdido
uno de sus electrones, se dice que está ionizado o que es un ion (figura 16.3). Los
átomos pueden perder sus electrones si están en entornos de muy alta temperatura,
4El “agua pesada” que se usa en los reactores nucleares está formada por deuterio, con la fórmula
2H2O. Eso significa: 2 átomos de deuterio (2H) y 1 átomo de oxígeno (O).
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como en el material que forma una estrella. En tal caso, la materia de una estrella está
completamente ionizada y se dice que su estado es un “plasma”5.
En el Sol, el material está en la forma de plasma. Básicamente está formado por
núcleos de hidrógeno y electrones sueltos, moviéndose de una manera muy agitada. La
composición química solar es, aproximadamente, 75% de hidrógeno, 24% de helio y el
1% restante está formado por los demás átomos (C, N, O, Si, S, Fe, y otros).
16.4. El interior del Sol
El Sol está hecho de materia en estado de plasma. El plasma es un gas ionizado
y se comporta de una manera muy semejante a un gas común. Es decir, el Sol puede
considerarse como una gran esfera de gas de hidrógeno muy caliente. Sin embargo, el
Sol está rodeado de espacio vacío. ¿Por qué razón sus átomos no se escapan al espacio
y, súbitamente, el Sol se desparrama?
Figura 16.4. Cuando inflamos un globo, las moléculas de aire (representadas como pun-
tos azules) hacen presión hacia afuera (fuerza en cada centímetro cuadrado de super-
ficie de goma, representada por flechas azules). Si abrimos la boquilla, el aire escapará
rápidamente.
¿Qué sucede cuando inflamos un globo? Cuando soplamos por la boquilla, a medida
que ingresa el aire, el globo se hincha y adquiere una forma redondeada. Esa forma
redondeada se debe a que las moléculas del aire que forzamos a entrar en el globo,
tratan de dispersarse, de irse hacia un lugar donde haya menos moléculas. Sin embargo,
encuentran la pared de goma del globo y golpean contra esta. El número de colisiones
de partículas es muy alto y continuo, así que todas estas partículas ejercen una fuerza
que se distribuye en la superficie del globo: eso se llama presión (figura 16.4). Un
aumento en la presión tiende a hacer crecer el tamaño del globo. Si metemos más gas,
el globo crece en tamaño. Si abrimos la boquilla, las partículas encontrarán una vía de
escape y rápidamente empezarán a salir (¡con un ruido perturbador!).
5No confundan este plasma con el plasma de la sangre, que no tiene ni papa que ver. En cambio, las
pantallas de plasma de TV sí tienen que ver. Estas usan pequeñísimas celditas con gas que se ioniza
con descargas eléctricas, para formar la imagen y transmitir programas para idiotizar a la gente.
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Todos los gases ejercen presión. Todos tienden a dispersarse, a ir de un lugar de
mayor concentración a otro con menor concentración (un ejemplo de esto es el viento).
Así, las partículas del gas buscan ocupar el mayor volumen de espacio posible. Es una
propiedad del estado gaseoso de la materia. El material que forma una estrella no es
una excepción. El gas caliente de la estrella tiende a desparramarse.
Figura 16.5. Izquierda: Podemos dividir el interior del Sol en tres regiones. La más
interna es el núcleo. Lo rodea la envoltura y la región que está más afuera es la fotósfera.
Esta capa está en contacto con el vacío del espacio y es la que podemos ver desde la
Tierra.
Derecha: El desbalance de presión (flechas azules) tiende a desparramar el gas de la
estrella. Sin embargo, la fuerza gravitatoria de toda la masa de la estrella (flechas rojas)
se opone a la presión. Como resultado, hay un permanente estado de equilibrio entre
la presión y la gravedad, que le da la forma esférica a la estrella.
Sin embargo, existe una segunda fuerza que actúa en el interior de una estrella:
la fuerza gravitatoria. La fuerza gravitatoria se debe a la suma de la atracción que
ejerce cada una de las partículas que forma toda la estrella. Es una fuerza muy intensa
debido a la gran masa que constituye, por ejemplo, el Sol. De hecho, es la responsable
de mantener unido a todo el Sistema Solar. Por lo tanto, esa fuerza gravitatoria es
capaz de compensar la presión del gas, y hacer que esta estrella se mantenga en un
volumen muy semejante al de una esfera perfecta.
Dentro de una estrella, la fuerza gravitatoria y la presión del gas están
en equilibrio (figura 16.5).
Si, por algún motivo, la presión aumentara por encima de la gravedad, la estrella
crecería de tamaño. Se expandiría aumentando su volumen. Esta situación va a ocurrir
en un futuro lejano, cuando la fuente actual de energía del Sol se agote. La presión
interna del Sol lo hará crecer en tamaño de una forma descomunal, hasta alcanzar un
radio de... una unidad astronómica. Es decir, tendremos a un Sol hinchado, con un
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tamaño semejante al de la órbita terrestre. Mercurio yVenus quedarán en su interior.
Esa etapa de evolución del Sol se llama la fase de “gigante roja”. Por suerte, esto va a
ocurrir dentro de unos cuatro mil millones de años pero, no digan que no les avisé...
Si, por el contrario, la presión disminuyera, la estrella se contraería. Es decir, se
reduciría su volumen, se haría más pequeña. En una etapa posterior a la gigante roja,
al Sol le sucederá esto: su gravedad dominará a la presión y se volverá una estrella
pequeñita y muy caliente. Será una “enana blanca”, el cadáver de una estrella.
En el caso límite en que la gravedad no fuera frenada por ninguna otra fuerza,
una estrella colapsaría para formar un agujero negro. Un agujero negro es un cuerpo
súpercomprimido, con tanta gravedad que ni siquiera su luz puede escapar. Como
veremos en otros apuntes, ese no será el destino del Sol. Eso sólo ocurrirá en las etapas
finales de las estrellas que tienen 25 o más veces, la masa del Sol.
Por suerte, el equilibrio interno del Sol lo mantendrá estable durante miles de mi-
llones de años, justo a la medida de nuestras largas vidas (hay que ser optimista).
16.5. El núcleo del Sol
La superficie del Sol tiene una temperatura de T = 5.770 K. Este valor lo obtu-
vimos en el apunte de “Temperatura de las estrellas” y corresponde a la región que
llamamos “fotósfera”. Parece una temperatura muy alta, sin embargo, si nos vamos
a profundidades mayores en el Sol, la temperatura crece muy rápidamente.
Con la condición de equilibrio de fuerzas en el interior del Sol es posible calcular
cómo crece esa temperatura. La región inmediatamente por debajo de la fotósfera se
llama la “envoltura” (panel izquierdo de la figura 16.5). Es la zona más extensa del
Sol y, en ella, no sólo aumenta la temperatura sino también la presión.
Si seguimos penetrando en el Sol, llegaremos hasta una pequeña región interna, el
“núcleo” del Sol. En esa región, que ocupa apenas un 20% del radio del Sol (R� =
696.000 km), el plasma está extremadamente caliente: ¡La temperatura alcanza a los
16.000.000 K!
La presión también es altísima. La misma se eleva hasta unos 2,3×1013 kiloPascales.
Si ese número no les suena mucho, quizás este sí: ese valor equivale a 100.000.000.000
atmósferas. La presión atmosférica normal al nivel del mar es, obviamente, 1 atmósfera.
En tan tremendas condiciones físicas, la materia comienza a hacer “cosas extra-
ordinarias”. A la presión del núcleo solar, las partículas (principalmente protones o
hidrógeno) chocan continuamente entre sí con energías muy altas. Entonces ocurre la
reacción nuclear llamada fusión.
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Figura 16.6. En el núcleo del Sol, los núcleos de hidrógeno chocan entre sí. Bajo estas
extremas condiciones de presión y temperatura, cuatro protones pueden quedar unidos
formando un átomo de helio. Ese proceso se llama “fusión nuclear” y genera grandes
cantidades de energía. Se esquematiza el camino errático (debido a la absorción y re-
emisión del material) que los fotones producidos en el núcleo recorren, hasta alcanzar
el borde de la estrella.
16.6. La fusión nuclear
Antes de hablar de las reacciones nucleares, tenemos que distinguirlas muy bien de
lo que son las reacciones químicas. En nuestra vida estamos habituados a ver reaccio-
nes químicas, pero no reacciones nucleares. Justamente, el fuego o combustión es una
reacción química. Las reacciones químicas ocurren vinculando átomos o moléculas. En
ellas se reorganiza la estructura molecular o la forma en la que sus participantes están
unidas. Por ejemplo, si se juntan dos moléculas de H (2 H2) y una molécula de oxígeno
(O2), se forman dos moléculas de agua. Esa reacción química se escribe algo así como:
2 H2 + O2 → 2 H2O.
En el núcleo del Sol no hay moléculas. Los átomos no pueden permanecer unidos
formando moléculas, debido a la altísima temperatura y presión. Ni siquiera los átomos
pueden conservar sus electrones. Entonces, en el interior del Sol y de las estrellas sucede
otro tipo de reacciones: las reacciones nucleares.
A diferencia de las reacciones químicas, donde los núcleos atómicos no intervienen;
en las reacciones nucleares, los núcleos son los protagonistas. Existen varios tipos de
reacciones nucleares. Las que ocurren dentro del núcleo de las estrellas es la “fusión
nuclear”. La palabra “fusión” significa “unión”. La reacción nuclear que ocurre en el
núcleo del Sol es:
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4 átomos de hidrógeno se unen
para formar 1 átomo de helio,
desprendiéndose energía (luz).
Esa reacción se escribe de la siguiente manera:
4 H→ 1 He + rayos γ
Noten que llamamos “H” a los protones sueltos. Recordemos que los rayos γ (ra-
yos gamma) son luz de longitud de onda extremadamente corta y, por lo tanto, muy
energéticos.
Esa reacción se da permanentemente en el núcleo del Sol, como se ilustra en la
figura 16.6. Es la fuente de la energía del Sol. Es decir, el Sol está transformando
lentamente el contenido de hidrógeno de su núcleo en helio. Se transforma un átomo
más liviano (hidrógeno) en otro más pesado (helio). En esa transformación se libera
una enorme cantidad de energía en forma de fotones.
La fusión nuclear puede ocurrir solamente cuando la temperatura y la
presión alcanzan valores altísimos. Por eso, no ocurre fusión nuclear, espontánea-
mente, en lugares comunes como nuestro planeta. Sólo puede ocurrir en las condiciones
extremas del núcleo de una estrella. Aunque la fotósfera y la envoltura de una estrella
están muy calientes, sus condiciones no alcanzan para realizar la fusión nuclear, por
eso se dice que son “inertes”.
Se estima que, con las reservas de hidrógeno que tiene el Sol en el núcleo, podrá
seguir brillando al ritmo que lo hace actualmente, por unos 4.500 millones de años
más. También, se calcula que, en el pasado, ha estado brillando durante un tiempo
aproximadamente igual a ese. Por lo tanto, el Sol se encuentra a la mitad de su “vida”.
Cuando el hidrógeno de su núcleo se acabe, el Sol comenzará su lenta “muerte”, pero
esos eventos los contaremos en otro apunte.
Volviendo a la fusión, los fotones de rayos γ que son producidos por esta reacción,
son rápidamente absorbidos por la materia de sus alrededores. Esta materia los vuelve
a emitir, como fotones un poco menos energéticos (de longitud de onda más larga),
y nuevamente son absorbidos por otros átomos y así sucesivamente. Durante miles de
años, los fotones van viajando y degradándose dentro de la envoltura de la estrella.
Esto está graficado, de manera esquemática, en el camino errático que se marca en la
figura 16.6.
Eventualmente, los fotones alcanzan la fotósfera y escapan al espacio. La radiación
que sale del Sol está formada por fotones menos energéticos que los producidos en el
centro del Sol.
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En la Tierra (excepto en un caso muy especial que mencionaremos luego), no ocurre
la fusión nuclear. Los seres humanos usamos otra reacción nuclear, la llamada “fisión
nuclear”.
16.7. La fisión nuclear
La fisión nuclear es un proceso opuesto a la fusión nuclear. La fusión consiste en
unir átomos livianos (hidrógeno) para formar átomos pesados (helio). En ese proceso de
unión de núcleos atómicos, se libera energía. En cambio, en la fisión nuclear, los átomos
pesados (como el uranio o el plutonio) se convierten en átomos livianos (por ejemplo,
kriptón o bario), desprendiendo energía. El proceso de fisión consiste en romper los
núcleos atómicos de átomos pesados para liberar la energía que los mantiene unidos.
A diferencia de la fusión nuclear, la fisión no requiere de altas temperaturas ni de
presiones extraordinarias.
(a) (b)
Figura 16.7. a) Fisión nuclear descontrolada. Prueba nuclear francesa en 1968, en el
atolón Fangataufa. Foto Pierre J.
b) Fisión nuclear controlada. Complejo Nuclear Atucha, en la ciudad de Lima, Zárate,
Provincia de Buenos Aires.Creative Commons
Por ejemplo, el isótopo deuranio que se usa para fisión tiene 92 protones y 143
neutrones. Es decir, tiene 235 partículas en el núcleo y por eso se lo denomina 23592 U.
Para romper un núcleo como ese, se lo debe bombardear con neutrones, partículas que
entran fácilmente en el núcleo. Como el núcleo se carga de neutrones, se desestabiliza
y se rompe. Quedan como subproductos, por ejemplo, 14156 Ba (Bario) y 9236Kr (Kripton).
Estas partículas son “residuos radioactivos” (muy peligrosos para la salud).
Durante la ruptura del núcleo de uranio, además de energía, se liberan más neu-
trones que impactarán en nuevos núcleos, y estos liberarán más neutrones... y así
sucesivamente, en lo que se llama una “reacción en cadena”. Si este proceso es descon-
trolado, ocurre una explosión atómica (figura 16.7(a)). Si al proceso se lo va frenando,
puede construirse un reactor nuclear, capaz de calentar grandes cantidades de agua
para producir vapor y generar electricidad (figura 16.7(b)).
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Como mencionamos, la fisión nuclear genera desperdicios nucleares. Estos son áto-
mos muy cargados de neutrones que tienen radioactividad y que duran miles de años
para volverse inertes. En cambio, la fusión nuclear produce helio, que es un gas noble
inofensivo.
La fisión nuclear no ocurre en las estrellas ya que los elementos requeridos (uranio
o plutonio, por ejemplo) no son abundantes en la naturaleza. Aunque se están desarro-
llando reactores para producir fusión nuclear, aún no se ha logrado. El único caso de
fusión nuclear en la Tierra es el de la bomba H o bomba de hidrógeno. Esa bomba se
detona con una bomba atómica convencional, la que eleva la temperatura y la presión
a valores muy altos en una pequeña cavidad, donde se desata la fusión nuclear. Ese
último proceso produce una tremenda liberación de energía, mayor que en una bomba
A (bomba atómica convencional).
16.8. Más sobre la fusión nuclear
Esta sección está dedicada a los que deseen saber un poco más sobre la fusión
nuclear que se da en el Sol y en las estrellas. Aquí vamos a describir algunos detalles
de la reacción que transforma 4H en 1He, liberando energía.
El proceso de fusión nuclear que se da en el núcleo del Sol se llama “ciclo protón-
protón” y se ilustra en la figura 16.8. En este esquema se puede ver que la fusión ocurre
mediante sucesivas colisiones, cada una de las cuales produce partículas diferentes.
Figura 16.8. Este esquema muestra la forma en que se desarrolla la fusión nuclear en
el Sol. Es el llamado “ciclo protón-protón”. En el mismo aparecen algunos elementos
muy especiales como los neutrinos o la antimateria (positrones).
Si miran con atención la figura 16.8, verán que la reacción está formada por dos
ramas similares que se van desarrollando de izquierda a derecha. Cada rama involucra
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a dos protones que se juntan para formar un núcleo de deuterio (2H). Noten que en
la primera colisión se emiten también dos partículas: un neutrino y un positrón. El
neutrino es una partícula muy rara, que se supone que no tiene masa y que no interactúa
casi con nada, por lo que puede escapar del núcleo del Sol casi inmediatamente. En
la Tierra tenemos detectores de neutrinos6 que están, permanentemente, midiendo la
cantidad de neutrinos que salen del núcleo solar.
Siguiendo el desarrollo de una rama de la cadena de la figura 16.8 notarán que,
después de la primera colisión, uno de los dos protones originales se transformó en un
neutrón. Con el otro protón forma parte del deuterio. Para que un protón pierda su
carga positiva y termine como un neutrón, debe sacarse su carga de encima. Para eso,
se emite un positrón. El positrón es una partícula similar al electrón, pero su carga
eléctrica es positiva. Es una partícula de antimateria. La antimateria no es algo tan
raro en la naturaleza7, simplemente es una partícula similar a las conocidas, pero con
carga eléctrica opuesta (por ejemplo, existe el antiprotón también y se puede formar
¡el “anti-átomo de hidrógeno”!). Cuando un positrón se encuentra con un electrón (su
gemelo “normal”) se aniquilan completamente entre sí, produciendo un fotón de rayos
γ. Es decir, toda su masa se transforma puramente en energía.
Continuando con el ciclo protón-proton, las partículas de deuterio que surgieron en
la primera colisión, reciben el choque de un nuevo protón, lo que genera la emisión de
un rayo γ, es decir, otro fotón muy energético. Si la colisión es adecuada, se forma un
isótopo inestable de Helio, con un neutrón menos. Esta partícula dura muy poquito,
pero si encuentra otra similar, se unen para formar finalmente un núcleo de helio y
liberar dos protones que participarán de un nuevo ciclo.
De esta manera, en toda la cadena, se sumaron 4 protones iniciales más dos pos-
teriores (6 protones). El producto final resultó: 1 He (con 4 partículas en el núcleo) y
2 protones. Descontando los protones que no quedaron en el núcleo de helio, esto se
puede simplificar diciendo que:
4 H→ 1 He + rayos γ
La energía que surge de la reacción está en los rayos γ que salen de las colisiones,
y en los que surgen de la aniquilación de la antimateria.
Esa energía es la que recibimos, convenientemente degradada, cuando tomamos Sol
en la playa. Es la energía que consumen las plantas en la fotosíntesis. La que permite el
efecto invernadero benéfico de nuestra atmósfera, y hace habitable a nuestro planeta.
Es la energía que mantiene viva a la Tierra.
6Los detectores de neutrinos son enormes tanques con líquidos especiales, metidos en minas muy
profundas, que pueden detectar la caída de unos poquísimos neutrinos.
7Cuando en una tormenta cae un rayo, en su entorno se forman estas partículas de antimateria.
Rápidamente se aniquilan con electrones convencionales y liberan rayos γ.
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Ejercicio 1 Luego de haber leído atentamente el apunte, respondan las siguientes pre-
guntas:
1. ¿Cuál es el valor de la luminosidad del Sol? ¿Es la estrella más luminosa del
universo?
2. El Sol, ¿tiene fuego? Si la respuesta es afirmativa, ¿qué se está quemando allí?
3. ¿De qué manera podemos distinguir a un átomo de hidrógeno de un átomo de
helio? ¿Qué partícula atómica define esa diferencia?
4. ¿Pueden mencionar un isótopo del hidrógeno? ¿Qué partículas tiene en el núcleo?
5. ¿Qué es un plasma?
6. ¿Cuál es la composición química del Sol?
7. ¿Por qué decimos que hay un equilibrio de fuerzas dentro del Sol? ¿Qué fuerzas
se equilibran y hacia dónde apuntan?
8. ¿En qué partes podemos dividir el interior de una estrella?
9. ¿Qué es la fusión nuclear?
10. ¿En qué región de las estrellas se da la fusión nuclear y por qué ocurre allí
solamente?
11. ¿Cuál es la fusión que hace brillar al Sol? Escriban su fórmula abreviada.
12. ¿Por qué no se da la fusión nuclear de manera espontánea en la Tierra?
13. ¿Cuánto se estima que vivirá el Sol con su reserva actual de hidrógeno?
14. ¿Qué sucede con los fotones, una vez que se han generado en la fusión nuclear?
15. ¿Qué es la fisión nuclear y en qué se utiliza?
c©R. Venero 14
	LA ENERGÍA DE LAS ESTRELLAS
	La luminosidad del Sol
	La naturaleza del Sol
	Los átomos
	El interior del Sol
	El núcleo del Sol
	La fusión nuclear
	La fisión nuclear
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