X. C�MO SE GENERA LA ENERG�A DEL SOL

SE HA hablado hasta ahora de c�mo generar energ�a por medio de la fusi�n nuclear en el laboratorio. Hemos visto que es una tarea dif�cil de lograr, pero que poco a poco nos vamos acercando m�s a la meta. Mientras nos esforzamos por controlar la fusi�n, en el cosmos se est� dando este proceso continuamente, de manera natural, y nos ha estado proporcionando energ�a desde que la Tierra empez� a existir. Toda la energ�a que recibimos del Sol es generada en su centro por reacciones de fusi�n que est�n "quemando" el hidr�geno, su principal componente, y lo convierten en helio y otros elementos m�s pesados. Por ello es justo dedicarle un espacio a la descripci�n del proceso de generaci�n de la energ�a en el Sol, que es igual al de todas las estrellas, como ejemplo vivo de lo que es capaz de hacer la fusi�n por nosotros.

Aunque ahora es un hecho bien conocido y aceptado que la fuente de energ�a del Sol es la fusi�n nuclear, a principios de siglo todav�a era un enigma el mecanismo que manten�a brillando a las estrellas. La �nica fuente de energ�a que pod�a esperarse que explicara la gran cantidad de calor y luz radiada por las estrellas era la contracci�n gravitacional. Si imaginamos que una estrella se ha formado por la acumulaci�n gradual de materia que ha sido atra�da desde grandes distancias, es claro que cada elemento de masa tendr� una gran velocidad al llegar a la estrella debido a las fuerzas de atracci�n gravitacionales. Su energ�a cin�tica se convertir� en calor al chocar con la estrella, y terminar� teni�ndose una gran masa de temperatura muy elevada. Cuando ya no existe acumulaci�n de materia, la estrella seguir� radiando su energ�a, y a medida que se vaya enfriando se ir� contrayendo, con lo que ganar� m�s energ�a de la gravedad. La m�xima energ�a que puede radiar por este proceso es su energ�a potencial gravitacional, que, aunque es muy grande, s�lo ser�a suficiente para mantener al Sol brillando por unos veinte millones de a�os. Puesto que se sabe que la edad del Sol es de aproximadamente 5 000 000 000 a�os, no se puede aceptar que su fuente de energ�a sea gravitacional. Despu�s del descubrimiento de la equivalencia entre masa y energ�a por Einstein, en la segunda d�cada de este siglo (la famosa E = mc²), se empez� a especular sobre la posibilidad de que la conversi�n de hidr�geno en helio fuera la fuente de energ�a, debido al d�ficit de masa que tiene el helio en relaci�n a la masa por separado de los dos protones y los dos neutrones que lo forman. Si todo el hidr�geno de una estrella del tipo del Sol se transformara en helio y la diferencia de masa se convirtiera en energ�a, �sta ser�a suficiente para mantenerla caliente por 10 000 000 000 de a�os. Lo que todav�a no quedaba claro era el tipo de procesos nucleares que podr�an permitir la conversi�n de protones en n�cleos de helio. No fue sino hasta el final de la d�cada de los a�os treinta que se aclar� la naturaleza de las reacciones nucleares, base de la fusi�n estelar.

La fusi�n nuclear no s�lo permite que una estrella pueda permanecer brillando durante miles de millones de a�os sino que tambi�n es la causa de la existencia de todos los elementos que constituyen la materia, adem�s del hidr�geno. Actualmente se cree que el hidr�geno era el principal componente del Universo despu�s de su formaci�n en la Gran Explosi�n (el Big Bang). Bajo ciertas condiciones, los �tomos de hidr�geno se asocian en nubes densas, o protoestrellas, que se empiezan a contraer por la acci�n de su propia fuerza gravitacional. La contracci�n contin�a hasta que la presi�n y la temperatura en el centro de la protoestrella son tan elevadas que se inicia un proceso autosostenido de reacciones termonucleares, en las que se combinan n�cleos de hidr�geno para formar n�cleos de helio. La estrella permanece encendida hasta que se consume la mayor parte del hidr�geno, y entonces se contrae gravitacionalmente otra vez, hasta que su centro se calienta lo suficiente como para que el helio se fusione para formar elementos m�s pesados. El proceso de agotamiento de los combustibles, y las contracciones, contin�a, pasando por varios ciclos, cada uno de menor duraci�n que el anterior.

Se sabe que el Sol se encuentra en la primera etapa de combusti�n nuclear, y que se halla aproximadamente a la mitad de su vida. En esta etapa, como todav�a no existen neutrones, se tienen que fusionar cuatro protones (n�cleos de hidr�geno) para crear n�cleos de helio, y en el proceso dos protones se deben convertir en dos neutrones. A este mecanismo de conversi�n de prot�n en neutr�n se le llama decaimiento beta, y va acompa�ado de la emisi�n de un electr�n positivo (o positr�n) y de un neutrino, que es una part�cula que no tiene masa ni carga y por lo tanto casi no interact�a con la materia. La energ�a que se libera al formarse un n�cleo de helio es de unos 25 MeV, que corresponde a la diferencia de masa entre cuatro protones y un n�cleo de helio m�s dos positrones. Esta energ�a aparece en forma de energ�a cin�tica de las part�culas del gas y como radiaci�n (o fotones, que son las part�culas de luz o energ�a radiante en general). Toda la energ�a, finalmente, se difunde hacia la superficie del Sol donde escapa al exterior en forma de luz y de otras radiaciones.

La clase de reacciones de fusi�n que se da en el interior del Sol es muy diferente de las que se utilizan en los plasmas de laboratorio. La raz�n es que las condiciones f�sicas son distintas en cada caso. En el centro del Sol las densidades son sumamente elevadas, lo que permite que se den reacciones que, a las densidades alcanzadas en el laboratorio, no son posibles. Adem�s, el combustible de que se dispone no es el mismo, ya que el tritio no se encuentra de manera natural, y por lo tanto la reacci�n de fusi�n m�s f�cil de lograr (D-T) no puede darse en el Sol. El combustible inicial de una estrella como el Sol lo constituyen, esencialmente n�cleos de hidr�geno, o sea, protones, y de alguna manera hay que combinar cuatro protones para formar helio. Este proceso puede darse por medio de dos mecanismos: uno es conocido como la cadena prot�n-prot�n, y el otro es el ciclo del carbono.

En las estrellas de poca masa, como el Sol, se piensa que el mecanismo dominante de generaci�n de la energ�a es la cadena prot�n-prot�n. �sta comienza cuando dos protones se fusionan para formar deuterio, liberando un positr�n y un neutrino, que son resultado del decaimiento beta de un prot�n en un neutr�n; este primer paso lo escribimos como,

p + p ® ²D + e⁺ + v

donde el neutrino se representa por v. Una vez formado el deuterio puede reaccionar con otro de los protones del medio para formar un n�cleo del is�topo ligero del helio, 3He, acompa�ado por la emisi�n de un fot�n de rayos g (gamma),

²D + p ® He +l

Con la presencia del helio-3 puede haber varias posibles reacciones de fusi�n, de las cuales, la que ocurre el 91% de las veces es la que combina dos n�cleos de helio-3 para formar uno de helio-4 y dos protones,

³ He + ³He ® ⁴ He + 2p

Como para formar cada n�cleo de helio-3 se utilizaron tres protones, se est�n consumiendo seis protones en esta reacci�n, pero se recuperan dos. Por lo tanto el efecto neto de la cadena de prot�n-prot�n es fusionar cuatro protones para formar helio y liberar la energ�a correspondiente al gran d�ficit de masa. Tambi�n se obtiene el mismo resultado con la siguiente secuencia de eventos, que ocurre el 9% de las veces,

3He + 4He ® 7Be +l

7Be + e- ® 7 Li + v

7Li + p ® 4He + 4He

Aqu� se utiliza un n�cleo de helio-4 como catalizador —pues se recupera al final— que al fusionarse con un n�cleo de helio-3 produce un is�topo ligero del berilio y un fot�n; posteriormente el berilio absorbe un electr�n para convertirse en litio, por un proceso que es una variedad del decaimiento beta, emiti�ndose un neutrino; finalmente el litio se fusiona con un prot�n, que sumado a los tres usados para formar helio-3 suman cuatro, dando lugar a un nuevo n�cleo de helio-4 m�s el que empez�.

En estrellas de gran masa, la energ�a liberada por la cadena prot�n-prot�n no es suficiente para mantener la presi�n interna, as� que las estrellas se contraen, aumentando entonces su temperatura central hasta que comienza el ciclo del carbono. Este proceso, tambi�n llamado ciclo CNO, por ser los elementos que intervienen (carbono, nitr�geno y ox�geno), empieza con un n�cleo de carbono que al final del ciclo se regenera y por lo tanto act�a como si fuera un catalizador. El efecto neto del ciclo del carbono es el mismo que el de la cadena prot�n-prot�n, es decir, toma cuatro protones del medio y forma una part�cula a (el otro nombre de un n�cleo de helio). Por supuesto que para que este mecanismo pueda darse es necesaria la presencia del carbono, el cual tuvo que haberse formado previamente, y por ende no puede haber operado cuando casi toda la materia era hidr�geno. El ciclo completo se muestra en la figura 32. Primero el carbono (¹² C) se fusiona con un prot�n para formar nitr�geno ligero (¹³N) y radiaci�n g, y despu�s este n�cleo experimenta decaimiento beta emitiendo un: positr�n y un neutrino para dar lugar a un is�topo pesado del carbono (¹³C). La fusi�n de �ste con un segundo prot�n produce un n�cleo de nitr�geno (¹⁴N) y un fot�n y, que es estable y no decae, pero puede fusionarse con un tercer prot�n para dar ox�geno ligero (¹⁵O). Este n�cleo es inestable y decae en un is�topo pesado del nitr�geno (¹⁵N) m�s un positr�n y un neutrino, que como ya sabemos son producto del decaimiento beta. Por �ltimo, se produce la fusi�n del n�cleo de nitr�geno con un cuarto prot�n, dando como resultado un n�cleo de carbono igual al que inici� el ciclo y una part�cula a.

FIGURA 32. El ciclo del carbono es el cual un n�cleo de carbono reacciona sucesivamente con cuatro protones, transform�ndose en cada paso, para finalmente dar lugar a un n�cleo de helio-4 y restablecer el carbono inicial. As�, el carbono act�a como catalizador de la reacci�n 4p ®⁴He.

La potencia liberada por el proceso de fusi�n en los dos mecanismos tratados aumenta como funci�n de la temperatura, pero en la cadena prot�n-prot�n el aumento es mucho m�s lento, de modo que a altas temperaturas siempre domina el ciclo del carbono. La temperatura del centro del Sol corresponde justo al punto de transici�n de uno a otro mecanismo. Vale la pena mencionar que la potencia por unidad de volumen liberada por estas reacciones es muy baja comparada con la que se que se prev� para un reactor de fusi�n. 10^-6 Watts/ cm³ en el primer caso, contra varios Watts/ cm³ para un reactor de D-T. Es s�lo por el gran volumen que interviene en la fusi�n que la energ�a emitida por el Sol es enorme. Las estrellas funcionan como reactores muy moderados, pero es precisamente por eso que pueden subsistir por tanto tiempo. Si en el Sol se tuvieran reacciones de deuterio-tritio como base de su combusti�n, el alto nivel de reactividad hubiera hecho que se consumiera el combustible desde hace mucho tiempo, liberando cantidades colosales de energ�a. De ser as�, los planetas hubieran sido quemados y no habr�a vida en su alrededor.

La combusti�n de hidr�geno que producen la cadena prot�n-prot�n y el ciclo del carbono ocurre a temperaturas de unos diez millones de grados Kelvin (1-2 keV). Las etapas posteriores aparecen al irse elevando la temperatura como resultado de contracciones sucesivas de la estrella. As�, la combusti�n de helio tiene lugar a 10 ⁸ �K, la combusti�n de carb�n aparece cuando se llega a 5 x 10 ⁸ �K, y la combusti�n de ox�geno comienza al rebasar 1.5 x 10⁹ �K. Con el paso de las diferentes etapas se van generando elementos cada vez m�s pesados, que s�lo son parcialmente quemados durante las combustiones subsecuentes, as� que quedan presentes en la estrella. Este es el principal mecanismo de lo que se llama la s�ntesis de los elementos, y es como se cree que han llegado a formarse todos los que ahora conocemos. La verdad es que el mecanismo de fusi�n de los n�cleos s�lo puede operar hasta que se llega al hierro, que como se vio en el cap�tulo II es el elemento m�s estable. En los n�cleos m�s pesados, la repulsi�n de Coulomb entre los nucleones domina sobre las fuerzas nucleares y no permite la agregaci�n de m�s protones, a menos de que se invierta energ�a. La manera de seguir creando elementos m�s pesados es por medio de la captura de neutrones, ya que �stos no tienen carga. Los neutrones se han ido formando en reacciones nucleares previas y est�n disponibles para continuar con la s�ntesis de los elementos. Una vez que un neutr�n es incorporado a un n�cleo puede transformarse en prot�n mediante el decaimiento beta emitiendo un electr�n y un neutrino, y de esta manera seguir formando n�cleos con mayores cargas. Existe una gran variedad de reacciones de este tipo, que pueden darse siempre y cuando la temperatura y la presi�n sean suficientemente elevadas.

Aunque los elementos se sintetizan en el interior de las estrellas, pueden ser liberados al espacio interestelar hacia el final de la vida de �stas. Lo anterior ocurre especialmente en las estrellas de gran masa, pues normalmente terminan su existencia cuando la temperatura central aumenta tanto que se vuelven inestables y estallan, expulsando la mayor parte de su masa como materia y energ�a. A una estrella en esta �ltima fase de su evoluci�n se le llama supernova, ya que aparece en el cielo de un d�a para otro, como una "nueva" estrella muy brillante. La materia expulsada de esta manera puede ser condensada posteriormente para formar estrellas de segunda generaci�n (y posiblemente planetas) que ya contienen elementos pesados.

Todo lo que se ha descrito en este cap�tulo en relaci�n a las reacciones nucleares est� basado en teor�as y experimentos realizados en el laboratorio, pero es dif�cil comprobar su validez directamente de la observaci�n de las estrellas. Aunque no podemos ver su interior, nos gustar�a tener alguna evidencia de que en realidad los procesos ocurren tal como se piensa. La �nica oportunidad que se tiene de recibir informaci�n directa de lo que est� sucediendo en el interior del Sol es a trav�s de los neutrinos que se producen en algunas de las reacciones. Esto se debe a que estas part�culas interact�an muy d�bilmente con la materia y por ello pueden atravesar todo el Sol sin ser afectadas, y llegar a la Tierra. Se puede entonces tratar de detectar los neutrinos provenientes del Sol y medir su n�mero y su energ�a, para ver si coinciden con lo que se espera de la teor�a de las reacciones nucleares. Estos experimentos ya se han estado realizando desde hace m�s de 20 a�os, pero son muy delicados debido a que no es f�cil detectarlos precisamente por su d�bil interacci�n con la materia; s�lo es posible hacerlo con aquellos neutrinos que tienen energ�as mayores que un cierto valor. Los resultados han sido parcialmente satisfactorios, ya que, aunque s� se detectan algunos neutrinos, lo que indica que s� hay reacciones de fusi�n en el Sol, su cantidad es menor que la esperada. Este problema se ha estado tratando de resolver de varias maneras, tanto mejorando las mediciones, como modificando los modelos de fusi�n en el Sol, pero todav�a no hay una respuesta convincente.