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Vínculo curricular
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Vínculo curricular

ASIGNATURA: FÍSICA III

TERCERA UNIDAD: INTERACCIONES TÉRMICAS, PROCESOS TERMODINÁMICOS Y MÁQUINAS TÉRMICAS

3.4 OTRAS FORMAS DE ENERGÍA, ENERGÍA SOLAR, SU MEDIDA Y TRANSFORMACIÓN

Aprendizaje esperado:

  • Describir la fusión nuclear en el sol y el defecto de masa para explicar las transformaciones de energía en el mismo.
Recurso educativo desarrollado para el plan de estudios de la ENP de la UNAM. Versión 1.0.0
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CRÉDITOS

Coordinación de Innovación y Desarrollo

  • Clara López Guzmán Coordinación del Proyecto Tecnologías en el Aula
  • Alejandra Velázquez Castañeda Integración de Recursos Educativos

Dirección General de Cómputo y de Tecnologías de Información y Comunicación

  • José Fernando García Pacheco Desarrollo de sistemas
  • Oscar Josué Álvarez Márquez Apoyo a desarrollo de sistemas
  • Teresa Vázquez Mantecón Diseño didáctico
  • Elizabeth Ortiz Caballero Diseño gráfico
  • Alfredo Villegas Montejo Corrección de estilo
  • Rebeca Valenzuela Argüelles Coordinación de diseño didáctico
  • Mario Alberto Hernández Mayorga Coordinación del desarrollo
  • Teresa Vázquez Mantecón Coordinación del proyecto

Bibliografía

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Fusión Nuclear

Una mínima cantidad de materia puede convertirse en una enorme cantidad de energía. En 1905, Einstein estableció la equivalencia entre la materia y la energía mediante la ecuación E=mc2. Entonces los científicos pudieron explicar por qué ha brillado el Sol por miles de millones de años: el Sol convierte cada segundo unos 564 millones de toneladas de hidrógeno en 560 millones de toneladas de helio, lo que significa que unos cuatro millones de toneladas de materia se transforman en energía solar, una pequeña parte de la cual llega a la Tierra y sostiene la vida.

Con la fórmula y los datos anteriores, se puede calcular la producción de energía del Sol. La potencia de nuestra estrella es aproximadamente 3.8x1026 watts, o 3.8x1023 kilowatts. Dicho de otra manera, el Sol genera en un segundo el equivalente a 760,000 veces la producción energética anual a nivel mundial.

El proceso de transformación de un átomo ligero en uno más pesado se conoce como fusión nuclear. Para entender la fusión nuclear que ocurre en el núcleo del Sol, tenemos que recordar algunos conceptos básicos.

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Fusión Nuclear

Datos interesantes del Sol
Distancia del Sol a la Tierra Aproximadamente 150 millones de kilómetros
Tiempo que tarda la luz en llegar desde el Sol hasta la Tierra 8 minutos 19 segundos
Diámetro del Sol 1,400,000 kilómetros. 109 veces el diámetro de la Tierra
Masa del Sol

330,000 veces la masa de la Tierra
Contiene cerca de 99.86% de la masa del Sistema Solar

Elementos que lo componen

Tres cuartas partes de la masa del Sol son hidrógeno
Casi una cuarta parte es helio.
Menos del 2% está formado por elementos más pesados: oxígeno, carbón, nitrógeno, silicio, magnesio, neón, hierro y azufre.

Estado de la materia del Sol Plasma, que es tenue y gaseoso en la superficie, pero es más denso conforme está más cerca del núcleo
Temperatura en la superficie Alrededor de 6000 Kelvin
Temperatura en el núcleo 13,600 millones de Kelvin

¿Qué es un átomo?

Toda la materia está formada por átomos, que son las unidades más pequeñas de la materia. La parte central del átomo es el núcleo y contiene casi toda la masa atómica. Los electrones están en movimiento continuo alrededor de él y son extremadamente pequeños. Cada uno tiene una unidad de carga eléctrica negativa: -1.6 x10-19 coulombs.

Dentro del núcleo coexisten dos tipos de partículas: los protones y los neutrones. Un protón tiene una unidad de carga positiva (1.6 x10-19 coulombs) y los neutrones no tienen carga. Recuerda que cada elemento químico se define por el número de protones que hay dentro del núcleo. Generalmente, el número de protones y de neutrones es igual, es decir, si un elemento tiene 12 protones lo normal es que tenga también 12 neutrones, pero no siempre es así. Algunas veces tienen más neutrones y entonces hablamos de "isótopos" del elemento.

Por ejemplo, el hidrógeno, el elemento más sencillo, puede tener cero, uno, o dos neutrones. El núcleo de hidrógeno más común sólo tiene un protón; le sigue el hidrógeno pesado, o deuterio, con un protón y un neutrón; y el tritio, con un protón y dos neutrones. Ambos son isótopos del hidrógeno. En la Tierra, sólo 15 de cada 100 000 núcleos de hidrógeno son de deuterio. La llamada agua pesada está formada por deuterio en lugar de hidrógeno común. Por otro lado, el tritio sólo se encuentra en ínfima cantidad, lo produce la radiación cósmica. Es un isótopo radiactivo, lo que significa que con mucha facilidad pierde un neutrón para convertirse en deuterio. 

1 protón
1 electrón

HIDRÓGENO

1 protón
1 neutrón
1 electrón

DEUTERIO

1 protón
2 neutrones
1 electrón

TRITIO

Para saber más

  • MARTINELL Benito, Julio, Los prometeos modernos o el esfuerzo para controlar la fusión nuclear Colección: “La ciencia para todos”, FCE, México 1995.
  • TONDA, Juan, El oro solar y otras fuentes de energía Colección: “La ciencia para todos”, FCE, México 1993.
  • El siguiente artículo explica muy bien el proceso de fusión nuclear. Está escrito en inglés, pero vale mucho la pena hacer un esfuerzo para entenderlo:
    Omkar Phatak, "Nuclear Fusion in the sun"
    En el sitio Buzzle, Intelligent Life on the Web.
  • En el sitio web de la NASA también puedes encontrar mucha información interesante sobre el sol.
  • Solar & Heliospheric Observatory
  • Goddard Space Flight Center

Como todas las estrellas, el Sol está formado por una enorme cantidad de hidrógeno y de helio. Sin embargo su estado no es gaseoso, ya que a muy altas temperaturas, los átomos están en movimiento continuo y pierden los electrones, por lo que el gas está "ionizado", es decir, cargado eléctricamente. Este estado se conoce como plasma.

La fusión es el proceso que hace que núcleos colindantes se unan para formar uno nuevo de mayor masa atómica. En el proceso, se pierde algo de masa que se convierte en energía. En el núcleo del Sol se da la unión de átomos de tritio con átomos de deuterio. El tritio tiene un protón y dos neutrones y el deuterio tiene un protón y un neutrón, por lo que la unión de ambos resultará con dos protones y dos neutrones: un átomo de helio más un neutrón que se desprende con la velocidad de la luz y se convierte en energía según la relación E= mc2.

Pero los protones no son nada amigables entre sí. Como tienen carga positiva, entre ellos existe una fuerza de repulsión debido a la ley de Coulomb. Y como la fuerza es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que separa las cargas, entre más cerca esté un protón del otro la fuerza de repulsión es mucho mayor. En el momento de la fusión ocurre el caso extremo de que la fuerza a vencer es casi infinita ya que la distancia entre ellos es prácticamente cero. Por lo tanto, la fusión nuclear sólo puede ocurrir a muy altas temperaturas, donde la densidad de la materia es enorme. En el núcleo, el Sol es 150 veces más denso que el agua y la temperatura alcanza 13,600 millones de Kelvin. Dicho de otro modo, los protones están muy cerca unos de otros y la energía cinética que alcanzan los hace moverse a velocidades cercanas a la de la luz, pero también la repulsión eléctrica es enorme.

Entonces, ¿cómo es posible que se dé la fusión nuclear? Pues es posible debido a un fenómeno que se conoce como "túnel cuántico" o "barrera de penetración". Para entenderlo tenemos que abandonar las ideas de la mecánica clásica y meternos un poco en la mecánica cuántica.

Nuestra experiencia cotidiana indica que si tenemos una pelota golpeando los muros de una habitación cerrada, la posibilidad de sacarla de ahí es cero. Pero en la mecánica cuántica las cosas son diferentes.

Como las partículas están en movimiento continuo, y debido a las altísimas temperaturas y las velocidades enormes, realmente nunca sabemos con certeza dónde están. Se habla de espacios probables de localización. Es decir, que existe la probabilidad, muy baja pero existe, de que se abra un "túnel" por el que un protón pueda pasar sin tener que vencer la fuerza de Coulomb, y rápidamente queda atrapado para formar un núcleo de helio. Como la probabilidad de que esto ocurra es muy baja, la fusión no se da cuando la densidad de materia es pequeña y la temperatura es relativamente baja.

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