Reacciones Nucleares Endotérmicas y Exotérmicas
Las reacciones nucleares son procesos de combinación y transformación de las partículas y núcleos atómicos. Las reacciones nucleares pueden ser endotérmicas o exotérmicas, atendiendo a si precisan energía para producirse o a si la desprenden respectivamente.
En general la fusión de los elementos más ligeros como se producen en las estrellas liberan energía (reacción exotérmica), y la fusión de los elementos más pesados absorben energía (reacción endotérmica), por esto para la fusión nuclear se utilizan elementos livianos que generan reacciones nucleares exotérmicas como el Deuterio que es un isotopo del Hidrógeno. En el caso de la fisión nuclear esto es al revés los elementos mas pesados al fisionarse liberan energía y los mas livianos absorben energía formando una reacción endotérmica, por esto, en el proceso de fisión nuclear se utilizan elementos pesados como el Uranio en el cual al fisionarse, disminuye la masa de los subproductos de la reacción y generan una reacción exotérmica que liberan energía como es el caso de los reactores nucleares de Uranio y Plutonio.
La energía liberada en la mayoría de las reacciones nucleares es mucho mayor que en las reacciones químicas, porque la energía de enlace que mantiene unido un núcleo es mucho mayor que la energía que mantiene unido al núcleo con un electrón. Por ejemplo, la energía de ionización ganada con la adición de un electrón a un átomo de hidrógeno es 13,6 electrón-voltios menos de una millonésima de los 17 MeV liberada en la reacción DT (deuterio-tritio), reacción que se esta tratando de obtener en los reactores de fusión actuales. Las reacciones de fusión tienen una densidad de energía muchas veces mayor que la fisión nuclear, es decir, las reacciones producen mucha más energía por unidad de masa a pesar de que las reacciones de fisión individuales son generalmente mucho más enérgicas que las reacciones de fusión individuales, que a su vez son millones de veces más enérgicas que las reacciones químicas. Sólo la conversión directa de la masa de energía, como la causada por la colisión de la materia y la antimateria, es más energética por unidad de masa que la fusión nuclear.
Los elementos que liberan energía en las reacciones nucleares de fusión como dijimos son los elementos mas livianos esto se debe a que antes de que la fusión pueda tener lugar, debe superarse una importante barrera de energía producida por la fuerza electrostática. A grandes distancias dos núcleos se repelen entre sí debido a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones cargados positivamente. Si dos núcleos pueden ser acercados lo suficiente, sin embargo, la repulsión electrostática se puede superar debido a la interacción nuclear fuerte, que es más fuerte en distancias cortas.
Cuando se añade un nucleón como un protón o un neutrón a un núcleo, la fuerza nuclear atrae a otros nucleones, pero principalmente a sus vecinos inmediatos, debido al corto alcance de esta fuerza. Los nucleones en el interior de un núcleo tienen más vecinos nucleones que los de la superficie. Ya que los núcleos más pequeños tienen una mayor relación entre área de superficie y volumen, la energía de enlace por nucleón debido a la fuerza nuclear por lo general aumenta con el tamaño del núcleo, pero se aproxima a un valor límite correspondiente a la de un núcleo con un diámetro de cerca de cuatro nucleones.
La fuerza electrostática, por otra parte, es una fuerza inversa del cuadrado, así que un protón añadido a un núcleo sentirá una repulsión electrostática de todos los otros protones en el núcleo. La energía electrostática por nucleón, debido a la fuerza electrostática por tanto, aumenta sin límite cuando los núcleos se hacen más grandes.
El resultado neto de estas fuerzas opuestas es que la energía de enlace por nucleón generalmente aumenta con el tamaño del núcleo, hasta llegar a los elementos hierro y níquel, y un posterior descenso para los núcleos más pesados. Finalmente, la energía de enlace se convierte en negativa y los núcleos más pesados (con más de 208 nucleones, correspondientes a un diámetro de alrededor de 6 nucleones) no son estables. Los cuatro núcleos más estrechamente unidos, en orden decreciente de energía de enlace, son, 58Fe, 56Fe, y 60Ni. A pesar de que el isotopo de níquel, 62Ni, es más estable, el isótopo de hierro 56Fe es una orden de magnitud más común. Esto se debe a una mayor tasa de desintegración de 62Ni en el interior de las estrellas impulsado por la absorción de fotones.
En general la fusión de los elementos más ligeros como se producen en las estrellas liberan energía (reacción exotérmica), y la fusión de los elementos más pesados absorben energía (reacción endotérmica), por esto para la fusión nuclear se utilizan elementos livianos que generan reacciones nucleares exotérmicas como el Deuterio que es un isotopo del Hidrógeno. En el caso de la fisión nuclear esto es al revés los elementos mas pesados al fisionarse liberan energía y los mas livianos absorben energía formando una reacción endotérmica, por esto, en el proceso de fisión nuclear se utilizan elementos pesados como el Uranio en el cual al fisionarse, disminuye la masa de los subproductos de la reacción y generan una reacción exotérmica que liberan energía como es el caso de los reactores nucleares de Uranio y Plutonio.
La energía liberada en la mayoría de las reacciones nucleares es mucho mayor que en las reacciones químicas, porque la energía de enlace que mantiene unido un núcleo es mucho mayor que la energía que mantiene unido al núcleo con un electrón. Por ejemplo, la energía de ionización ganada con la adición de un electrón a un átomo de hidrógeno es 13,6 electrón-voltios menos de una millonésima de los 17 MeV liberada en la reacción DT (deuterio-tritio), reacción que se esta tratando de obtener en los reactores de fusión actuales. Las reacciones de fusión tienen una densidad de energía muchas veces mayor que la fisión nuclear, es decir, las reacciones producen mucha más energía por unidad de masa a pesar de que las reacciones de fisión individuales son generalmente mucho más enérgicas que las reacciones de fusión individuales, que a su vez son millones de veces más enérgicas que las reacciones químicas. Sólo la conversión directa de la masa de energía, como la causada por la colisión de la materia y la antimateria, es más energética por unidad de masa que la fusión nuclear.
Los elementos que liberan energía en las reacciones nucleares de fusión como dijimos son los elementos mas livianos esto se debe a que antes de que la fusión pueda tener lugar, debe superarse una importante barrera de energía producida por la fuerza electrostática. A grandes distancias dos núcleos se repelen entre sí debido a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones cargados positivamente. Si dos núcleos pueden ser acercados lo suficiente, sin embargo, la repulsión electrostática se puede superar debido a la interacción nuclear fuerte, que es más fuerte en distancias cortas.
Cuando se añade un nucleón como un protón o un neutrón a un núcleo, la fuerza nuclear atrae a otros nucleones, pero principalmente a sus vecinos inmediatos, debido al corto alcance de esta fuerza. Los nucleones en el interior de un núcleo tienen más vecinos nucleones que los de la superficie. Ya que los núcleos más pequeños tienen una mayor relación entre área de superficie y volumen, la energía de enlace por nucleón debido a la fuerza nuclear por lo general aumenta con el tamaño del núcleo, pero se aproxima a un valor límite correspondiente a la de un núcleo con un diámetro de cerca de cuatro nucleones.
La fuerza electrostática, por otra parte, es una fuerza inversa del cuadrado, así que un protón añadido a un núcleo sentirá una repulsión electrostática de todos los otros protones en el núcleo. La energía electrostática por nucleón, debido a la fuerza electrostática por tanto, aumenta sin límite cuando los núcleos se hacen más grandes.
El resultado neto de estas fuerzas opuestas es que la energía de enlace por nucleón generalmente aumenta con el tamaño del núcleo, hasta llegar a los elementos hierro y níquel, y un posterior descenso para los núcleos más pesados. Finalmente, la energía de enlace se convierte en negativa y los núcleos más pesados (con más de 208 nucleones, correspondientes a un diámetro de alrededor de 6 nucleones) no son estables. Los cuatro núcleos más estrechamente unidos, en orden decreciente de energía de enlace, son, 58Fe, 56Fe, y 60Ni. A pesar de que el isotopo de níquel, 62Ni, es más estable, el isótopo de hierro 56Fe es una orden de magnitud más común. Esto se debe a una mayor tasa de desintegración de 62Ni en el interior de las estrellas impulsado por la absorción de fotones.
Fisión Nuclear
Cuando se bombardea el uranio con neutrones, el mismo experimenta una fisión, dando como resultado la liberación de una gran cantidad de energía y una gran cantidad de productos en la que la suma de sus masas es menor que la masa del uranio. Según la relación de Einsten entre masa y energía, resulta que la energía liberada durante la fisión se ha transformado en energía cinética de los fragmentos producidos en la misma. la fisión del uranio puede realizarse por neutrones rápidos o lentos. Los isótopos del uranio 92U238 y 92U235 que son los mas abundantes pueden escindirse por un neutrón rápido, mientras que sólo el 92U235 se escinde por un neutrón lento.
La fisión del uranio produce más de 100 isótopos diferentes de unos 20 elementos distintos. Todos estos átomos están en el centro de la tabla periódica con números atómicos comprendidos entre 34 y 58. Debido a que la razón entre el número de neutrones y protones necesaria para la estabilidad en este intervalo es mucho menor que la del núcleo de uranio original, los fragmentos de fisión, nombre que reciben los núcleos residuales, tienen siempre demasiados neutrones para ser estables. Durante la fisión se liberan unos cuantos neutrones, y los fragmentos de fisión experimentan una serie de desintegraciones beta (cada una de las cuales aumenta Z en una unidad y disminuye N en una unidad) hasta alcanzar un núcleo estable. Durante la desintegración de los fragmentos de fisión se libera también energía adicional.
La liberación total de energía en la fisión del uranio es de unos 200 MeV, y además, durante la misma se liberan otros neutrones del núcleo del uranio, esto posibilita una reacción en cadena, es decir, una serie de procesos autosostenidos que, una vez iniciados, continúan hasta agotar la mayor parte del uranio de la muestra (siempre que la muestra permanezca unida). En el caso de la reacción en cadena del uranio, un neutrón produce la fisión de una átomo de uranio, durante ella se libera gran cantidad de energía y son emitidos varios neutrones. Estos producen entonces la fisión de los núcleos de uranio próximos, que, a su vez, desprenden energía y mas neutrones. Puede conseguirse que la reacción en cadena tenga lugar de una forma lenta y controlada, y el dispositivo para realizarla es el reactor nuclear. Si la reacción en cadena es rápida e incontrolada, el dispositivo es una bomba. En un reactor nuclear, el elemento fisionable está contenido en elementos combustibles, cuya configuración está diseñada para retardar un número suficiente de neutrones en la sustancia que los rodea (generalmente agua) y da lugar a fisiones posteriores, en lugar de escapar de la región de combustible. Cada fisión produce un promedio de unos 2,5 neutrones libres, por lo que es necesario el 40 % de los neutrones para mantener una reacción en cadena. La velocidad de la reacción se controla introduciendo o retirando barras de control hechas de elementos (frecuentemente cadmio) cuyos núcleos absorben neutrones sin experimentar ningún tipo de reacción en cadena adicional.
La aplicación mas común de los reactores nucleares es la generación de energía eléctrica. Para dar una idea de las cifras que intervienen consideremos una hipotética central nuclear con capacidad de generar 1000 MW; ésta es una cifra típica de las grandes centrales actuales. Como ya se indicó, la energía de fisión aparece en forma de energía cinética de los fragmentos de fisión, y su resultado inmediato es calentar los elementos combustible y el agua que los rodea. Este calor genera vapor capaz de accionar turbinas, y éstas, a su vez, generadores eléctricos. Las turbinas, al ser motores térmicos, están sujetas a limitaciones impuestas por la segunda ley de la termodinámica. En las centrales modernas, el rendimiento total aproximado es de un tercio, o sea, son necesarios 3000 MW de energía térmica procedentes de la reacción de fisión para obtener 1000 MW de energía eléctrica.
Es fácil calcular la cantidad de uranio que experimenta fisión por unidad de tiempo para proporcionar 3000 MW de energía térmica. Son necesarios 3000 MJ por segundo, o 3 x 10^9 J. Cada fisión proporciona 200 MeV, que son
200 MeV = (200 MeV).(1,6 x 10^-13 J . MeV^-1) = 3,2 x 10 ^-11 J
Por tanto, el número de fisiones necesarias por segundo es 3 x 10^9 J / 3,2 x 10^-11 J = 0,94 x 10^20
Cada átomo de uranio tiene una masa de unos (235).(1,67 x 10^-27 Kg) = 3,9 x 10^-25 Kg, por lo que la masa de uranio necesaria por segundo es (0,94 x 10^20).(3,9 x 10^-25 Kg) = 3,7 x 10^-5 Kg = 37 mg.
El consumo diario de uranio (86 400 s) es (3,7 x 10^-5 Kg .s^-1).(86 400 s . d_1) = 3,2 Kg/día
Como comparación, obsérvese que una central térmica de 1000 MW consume 10.600 ton de carbón al día. Los reactores de fisión nuclear tienen otras aplicaciones prácticas; entre ellas están la producción de isotopos radiactivos artificiales para su utilización en medicina y otras áreas de investigación; la producción de haces de neutrones de alta intensidad para la investigación de la estructura nuclear, entre otras.
Potencial de generación de la energía nuclear por fisión del Uranio
Actualmente, se estiman unas reservas mundiales de uranio razonablemente aseguradas según sus costes de:
Para producir 3X10^9 J/seg se necesitan 37 mg de Uranio, con 2.543.430 toneladas de Uranio, que son las reservas ya comprobadas, se pueden generar: 2,06x10^20 J. La energía que consume actualmente el hombre por día es de : 1,02x10^18 J/día lo cual significa que, en bruto, la energía del uranio podría satisfacer la demanda actual de energía (artificial) durante unos 201 días .Si se produciría la misma energía por fisión nuclear que la energía solar que irradia sobre nosotros que es de 8,76x10^21 J/día tendríamos energía por 34 minutos.
Además considerando que las reservas mundiales de petróleo son de 243.153.000.000 toneladas equivalentes de petroleo o bien 101,8x10^20 J y las reservas mundiales de gas natural son de unos 193.943.938.700.000 m3 o lo que sería alrededor de 71,8x10^20 J tenemos que de gas y petroleo reservas mundiales por unos 173,6x10^20 J, por lo tanto las reservas de Uranio representan el 1,18% de la energía que se puede generar con las reservas de gas y petróleo actuales.
Si bien las reservas totales de uranio pueden aumentarse en el futuro si se comprueba la existencias de las reservas estimadas de uranio como figura en la tabla anterior, los valores totales de Uranio solo serían de casi un 90% mas que las reservas ya comprobadas. Pero por lo que podemos observar, dichos valores son muy inferiores a las reservas de petróleo y gas natural por lo tanto considerando el alto costo ambiental que puede tener el uso de la energía nuclear de fisión de Uranio creemos que la generación de energía nuclear con centrales nucleares de Uranio no se justifica en ninguna circunstancia dada la poca cantidad de energía que se puede generar respecto del gas y petróleo y sobre todo de las energías renovables como la energía solar y la energía eólica que su potencial de producción es aún muy superior al petróleo y al gas natural.
Fusión Nuclear
Hay dos tipos de reacciones nucleares en las que pueden liberarse grandes cantidades de energía. En ambos tipos, la masa en reposo de los productos es menor que la masa en reposo original. Una de ellas es la fisión del uranio, la otra implica la combinación de dos núcleos ligeros para formar un núcleo más complejo, pero cuya masa en reposo es menor que la suma de las masas en reposo de los núcleos originales. Los siguientes son algunos ejemplos de este tipo de reacciones de liberación de energía:
1H1 + 1H1 => 1H2 + 1e0
1H2 + 1H1 => 2He3 + radiación g
2He3 + 2He3 => 2He4 + 1H1 + 1H1
En la primera, dos protones se combinan para formar un deutrón y un positrón (un positrón es un electrón cargado positivamente). En la segunda, la unión es entre un protón y un deutrón, que forma el isotopo ligero del helio. Para la tercera reacción las dos primeras han de tener lugar dos veces, en cuyo caso se unen dos núcleos de helio ligero para formar helio ordinario. Estas reacciones, conocidas como cadena protón-protón, parece que tiene lugar en el interior del Sol y en otras muchas estrellas que se sabe que están constituidas fundamentalmente por hidrógeno.
Los positrones producidos durante la primera etapa de la cadena protón-protón chocan con los electrones; tiene lugar una aniquilación, y su energía se convierte en radiación gamma. Por tanto, el efecto neto de la cadena es la combinación de cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio y radiación gamma. La cantidad neta de energía liberada puede calcularse, a partir de la diferencia de masas, de la forma siguiente:
Los positrones producidos durante la primera etapa de la cadena protón-protón chocan con los electrones; tiene lugar una aniquilación, y su energía se convierte en radiación gamma. Por tanto, el efecto neto de la cadena es la combinación de cuatro núcleos de hidrógeno en uno de helio y radiación gamma. La cantidad neta de energía liberada puede calcularse, a partir de la diferencia de masas, de la forma siguiente:
Masa de los cuatro átomos de hidrógeno (incluyendo los electrones) = 4,03132 u
Masa de un helio más dos electrones adicionales = 4,00370 u
Diferencia de masa = 0,02762 u
=> = 25,7 MeV
Masa de un helio más dos electrones adicionales = 4,00370 u
Diferencia de masa = 0,02762 u
=> = 25,7 MeV
En el caso del Sol, 1 g de su masa contiene unos 2 x 10^23 protones. Por consiguiente, si todos los protones se fusionarán en helio, la energía liberada sería de unos 57 000 KWh. Si el Sol continuara radiando al ritmo actual, tardaría unos 30 mil millones de años en agotar su provisión de protones.
Para que tenga lugar la fusión nuclear, los núcleos han de estar lo suficientemente juntos como para quedar dentro del alcance de la fuerza nuclear, que es aproximadamente de 2 x 10^-15 m. Para ello deben superar la repulsión eléctrica de sus cargas positivas; para dos protones situados a esta distancia, la energía potencial correspondientes de unos 1,1 x 10^-13 J o 0,7 MeV, que representa, por tanto, la energía cinética inicial que han de tener los núcleos que se fusionan.
Tales energías sólo son disponibles a temperaturas extraordinariamente altas. La energía cinética de traslación media de una molécula de gasa la temperatura T es 3kT/2, siendo k la constante de Boltzmann. Para que ésta sea igual a 1,1 x 10^-13 J, la temperatura ha de ser de unos 5 x 10^9 K. Naturalmente, no todos los núcleos han de tener esta energía, pero este cálculo muestra que la temperatura ha de ser de millones de grados Kelvins para que una fracción apreciable de los núcleos tenga suficiente energía cinética para superar la repulsión eléctrica y lograr la fusión.
En las estrellas, tales temperaturas son posibles como consecuencia de la contracción gravitacional y la consiguiente liberación de energía gravitacional. Cuando la temperatura sube lo suficiente, tiene lugar las reacciones, hay más liberación de energía y la presión de la radiación resultante impide una contracción posterior. Solamente después de haberse convertido en helio la mayor parte del hidrógeno habrá una ulterior contracción y, consecuentemente, un aumento de la temperatura. Entonces se dan las condiciones apropiadas para la formación de los elementos más pesados.
Temperaturas y presiones análogas a las del interior de las estrellas pueden conseguirse en la Tierra en el momento de una explosión de una bomba de fisión de plutonio o uranio. Si la bomba de fisión esta rodeada de proporciones adecuadas de isotopos de hidrógeno, éstos pueden combinarse para formar helio y liberar aún más energía. Esta combinación de uranio e hidrógeno es la llamada bomba de hidrógeno.
En la actualidad se están realizando grandes esfuerzos en muchos laboratorios para conseguir reacciones de fusión controladas, por el enorme potencial de recursos energéticos que representan. En un tipo de experimento se calienta un plasma a temperatura extremadamente alta por medio de una descarga eléctrica, mientras está confinado por campos magnéticos adecuados. En otro tipo se calientan pequeñas bolas del material que se pretende fusionar por medio de un haz de láser de alta intensidad.
Entre las reacciones estudiadas están la siguientes:
Para que tenga lugar la fusión nuclear, los núcleos han de estar lo suficientemente juntos como para quedar dentro del alcance de la fuerza nuclear, que es aproximadamente de 2 x 10^-15 m. Para ello deben superar la repulsión eléctrica de sus cargas positivas; para dos protones situados a esta distancia, la energía potencial correspondientes de unos 1,1 x 10^-13 J o 0,7 MeV, que representa, por tanto, la energía cinética inicial que han de tener los núcleos que se fusionan.
Tales energías sólo son disponibles a temperaturas extraordinariamente altas. La energía cinética de traslación media de una molécula de gasa la temperatura T es 3kT/2, siendo k la constante de Boltzmann. Para que ésta sea igual a 1,1 x 10^-13 J, la temperatura ha de ser de unos 5 x 10^9 K. Naturalmente, no todos los núcleos han de tener esta energía, pero este cálculo muestra que la temperatura ha de ser de millones de grados Kelvins para que una fracción apreciable de los núcleos tenga suficiente energía cinética para superar la repulsión eléctrica y lograr la fusión.
En las estrellas, tales temperaturas son posibles como consecuencia de la contracción gravitacional y la consiguiente liberación de energía gravitacional. Cuando la temperatura sube lo suficiente, tiene lugar las reacciones, hay más liberación de energía y la presión de la radiación resultante impide una contracción posterior. Solamente después de haberse convertido en helio la mayor parte del hidrógeno habrá una ulterior contracción y, consecuentemente, un aumento de la temperatura. Entonces se dan las condiciones apropiadas para la formación de los elementos más pesados.
Temperaturas y presiones análogas a las del interior de las estrellas pueden conseguirse en la Tierra en el momento de una explosión de una bomba de fisión de plutonio o uranio. Si la bomba de fisión esta rodeada de proporciones adecuadas de isotopos de hidrógeno, éstos pueden combinarse para formar helio y liberar aún más energía. Esta combinación de uranio e hidrógeno es la llamada bomba de hidrógeno
En la actualidad se están realizando grandes esfuerzos en muchos laboratorios para conseguir reacciones de fusión controladas, por el enorme potencial de recursos energéticos que representan. En un tipo de experimento se calienta un plasma a temperatura extremadamente alta por medio de una descarga eléctrica, mientras está confinado por campos magnéticos adecuados. En otro tipo se calientan pequeñas bolas del material que se pretende fusionar por medio de un haz de láser de alta intensidad.
Entre las reacciones estudiadas están la siguientes:
1H2 + 1H2 => 1H3 + 1H1 + 4 MeV (1)
1H3 + 1H2 => 2He4 + 0n1 + 17,4 MeV (2)
1H2 + 1H2 => 2He3 + 0n1 + 3,3 MeV (3)
2He3 + 1H2 => 2He4 + 1H1 + 18,3 MeV (4)
La primera es una combinación de dos deutrones para formar tritio y un protón. En la segunda, el núcleo de tritio se combina con otro deutrón para formar helio y un neutrón. El resultado de ambas reacciones juntas es la conversión de tres deuterones en un núcleo de helio 4, un protón y un neutrón con la liberación de 21,6 MeV de energía. Las reacciones (3) y (4) juntas dan lugar a la misma conversión. En un plasma que contenga deuterio, ambas parejas de reacciones tienen prácticamente la misma probabilidad de ocurrir. Hasta ahora no ha sido posible producir estas reacciones de forma controlada tal que resulte un exceso de energía aprovechable, pero los problemas prácticos no parecen insuperables.
Potencial de generación de energía nuclear por fusión de la materia
La energía total extraída por reacciones nucleares de fusión a partir de un núcleo de deuterio dependerá de cuales sean las reacciones dominantes, lo que a su vez es función de la temperatura y de las concentraciones de reactivos. Como valor representativo se tomará 5 MeV/deuterón (ión de deuterio). En el agua del mar hay un átomo de deuterio por cada 6.500 de hidrógeno, en números redondos, por lo que en 1 m3 se contabilizan 10^25 átomos de deuterio, aislables por el procedimiento de producción de agua pesada más subsiguiente electrolisis. Y admitiendo 5 MeV/deuterón, el total de energía extraíble de 1 m3 de agua a través de fusión sería de 8x10^12 J (en números redondos) lo que equivale a algo menos de 200 toneladas de petróleo. El contenido total de agua de mar es de unos 1,38x10^18 m3, lo cual daría un potencial energético del deuterio total que se puede cifrar en 1,11x10^31 J.
Este valor se debe comparar con la energía que consume el hombre en la actualidad y la energía que irradia sobre la superficie exterior de la atmósfera de la tierra y que genera las distintas temperaturas que existen en las distintas regiones de la tierra, dónde en general, a mayor radiación solar recibida, mayor es la temperatura de esa zona de la corteza terrestre.
La energía que consumió el hombre en el año 2004 fue de 1,29x10^18 J/Día lo cual significa que, en bruto, la energía del deuterio podría satisfacer la demanda actual de energía durante unos 23.574 millones de años !
Y si se produciría la misma energía por fusión nuclear que la energía solar que irradia sobre la superficie exterior de la atmósfera de la tierra que es de unos 1,5x10^22 J/Día tendríamos energía por unos 2 millones de años !
Esta cifra es inconmensurable para las expectativas reales del planeta, cuya habitabilidad será del orden de 1000 millones de años. Estas cifras tan extraordinariamente altas tienen un doble origen: por un lado, la fortísima intensidad energética de las reacciones de fusión, donde alrededor de un 0,3% de su masa se transforma en energía (básicamente, calor) y el altísimo contenido de deuterio. De ahí que su energía total, 1,2x1031 J, sea del orden de 300 millones de veces el total de las reservas de combustibles fósiles actuales (que totalizan unos 900 Gtep, que representan algo menos de 4x1022 J). Los reactores de fusión podrían hacerse más eficientes utilizando tritio, que se produciría en los propios componentes periféricos de estos reactores por reacciones neutrónicas con los isotopos de litio y con esto se podría aumentar como mínimo al doble de la energía que se podría generar con la fusión nuclear usando solo los isótopos de Deuterio.
La radiación y las ciencias biológicas
La interacción de la radiación con los organismos vivos es un tema que aumenta dá a día en interés y utilidad. La expresión radiación incluye la emitida a causa de la inestabilidad nuclear (alfa, beta, gamma,y neutrones) y la electromagnética, como las microondas y los rayos X. Las dos clases de fenómenos que consideramos aquí son: (1) la utilización de isótopos radiactivos como herramienta analítica, y (2) los efectos beneficiosos y perjudiciales de la radiación sobre el tejido vivo.
Los isótopos radioactivos pueden utilizarse en muchas aplicaciones, por ejemplo, un isótopo inestable del yodo, el I 131, puede utilizarse para estudiar la función de la glándula tiroides. Se sabe que prácticamente todo el yodo ingerido en la alimentación que no es eliminado llega a la glándula tiroides; suministrando al paciente dosis de I 131 y midiendo a continuación la radiación del tiroides, puede apreciarse la actividad de este órgano.
Los isótopos radioactivos pueden utilizarse en muchas aplicaciones, por ejemplo, un isótopo inestable del yodo, el I 131, puede utilizarse para estudiar la función de la glándula tiroides. Se sabe que prácticamente todo el yodo ingerido en la alimentación que no es eliminado llega a la glándula tiroides; suministrando al paciente dosis de I 131 y midiendo a continuación la radiación del tiroides, puede apreciarse la actividad de este órgano.
En aplicaciones más sutiles tienen lugar reacciones químicas complejas. Utilizando trazadores radioactivos es posible marcar partes especificas de las moléculas y seguir a los átomos radioactivos a través de reacciones complejas.
Las interacciones de la radiación con el tejido vivo son de gran complejidad. Es sabido desde hace muchos años que la exposición excesiva a radiaciones, como la luz solar, los rayos X y las nucleares, pueden causar la destrucción de tejidos vivos. En los casos benignos, esta destrucción se manifiesta en forma de quemadura, como la quemadura común causada por el Sol; exposiciones prolongadas pueden causar daños muy serios e incluso la muerte por distintos mecanismos, uno de los cuales es la destrucción de los componentes de la médula del hueso productora de los glóbulos rojos.
Por otro lado, las radiaciones del Sol, de los rayos cósmicos y de la radiactividad natural están presentes en todas partes, por lo que es inevitable algún grado de exposición a la radiación. Lo que constituye exactamente un nivel seguro de exposición a la radiación es una incógnita, pero según las comprobaciones realizadas parece ser que exposiciones entre 10 y 100 veces la de las fuentes naturales rara vez son perjudiciales.
Grandes cantidades de radiación provocan ondas energéticas de alta resonancia. Estas ondas al cruzar por el cuerpo rompen algunos enlaces entre moléculas, especialmente en las que conforman el ADN. Al separarse estas rupturas en el ADN pueden producirse mutaciones que provocan que la síntesis de proteínas sea alterada para producir proteínas no funcionales o con funciones diferentes a que que deberían tener. Todo esto puede producir que el ciclo normal de apoptosis (muerte celular programada) sea alterado y que la proliferación de células no sea controlada por el organismo, produciendo excesivos nacimientos de células nuevas en el cuerpo sin control, las cuales provocan tumores y hasta cáncer.
Existe una preocupación generalizada con los supuestos peligros de la radiación procedente de las centrales nucleares. Es indudable que el nivel de radiación de las centrales no es nulo, pero también existen otras emisiones de radiación que son aun mayores, como los de las centrales térmicas de carbón. La radiactividad del humo procedente de una central de térmica de carbón es mayor que la procedente de una central nuclear de funcionamiento adecuado y con una capacidad energética análoga. Es imposible eliminar todos los riesgos, y la mejor alternativa es un planeamiento inteligente del problema de minimizarlos, dado que la emisión de elementos radiactivos como los residuos de los reactores nucleares del Uranio o del Plutonio siguen emitiendo radiación nociva por miles de años, lo cual las pérdidas de éstos elementos de las centrales nucleares ya sea por los residuos generados o por las perdidas de radiación por los distintos accidentes que se producen en estas centrales produce que dichos desechos del Uranio o del Plutonio se vayan acumulando en distintos lugares de la corteza terrestre y pueden provocar un aumento de los niveles naturales de radiación, lo cual puede ser peligroso para las generaciones futuras.
Las interacciones de la radiación con el tejido vivo son de gran complejidad. Es sabido desde hace muchos años que la exposición excesiva a radiaciones, como la luz solar, los rayos X y las nucleares, pueden causar la destrucción de tejidos vivos. En los casos benignos, esta destrucción se manifiesta en forma de quemadura, como la quemadura común causada por el Sol; exposiciones prolongadas pueden causar daños muy serios e incluso la muerte por distintos mecanismos, uno de los cuales es la destrucción de los componentes de la médula del hueso productora de los glóbulos rojos.
Por otro lado, las radiaciones del Sol, de los rayos cósmicos y de la radiactividad natural están presentes en todas partes, por lo que es inevitable algún grado de exposición a la radiación. Lo que constituye exactamente un nivel seguro de exposición a la radiación es una incógnita, pero según las comprobaciones realizadas parece ser que exposiciones entre 10 y 100 veces la de las fuentes naturales rara vez son perjudiciales.
Grandes cantidades de radiación provocan ondas energéticas de alta resonancia. Estas ondas al cruzar por el cuerpo rompen algunos enlaces entre moléculas, especialmente en las que conforman el ADN. Al separarse estas rupturas en el ADN pueden producirse mutaciones que provocan que la síntesis de proteínas sea alterada para producir proteínas no funcionales o con funciones diferentes a que que deberían tener. Todo esto puede producir que el ciclo normal de apoptosis (muerte celular programada) sea alterado y que la proliferación de células no sea controlada por el organismo, produciendo excesivos nacimientos de células nuevas en el cuerpo sin control, las cuales provocan tumores y hasta cáncer.
Existe una preocupación generalizada con los supuestos peligros de la radiación procedente de las centrales nucleares. Es indudable que el nivel de radiación de las centrales no es nulo, pero también existen otras emisiones de radiación que son aun mayores, como los de las centrales térmicas de carbón. La radiactividad del humo procedente de una central de térmica de carbón es mayor que la procedente de una central nuclear de funcionamiento adecuado y con una capacidad energética análoga. Es imposible eliminar todos los riesgos, y la mejor alternativa es un planeamiento inteligente del problema de minimizarlos, dado que la emisión de elementos radiactivos como los residuos de los reactores nucleares del Uranio o del Plutonio siguen emitiendo radiación nociva por miles de años, lo cual las pérdidas de éstos elementos de las centrales nucleares ya sea por los residuos generados o por las perdidas de radiación por los distintos accidentes que se producen en estas centrales produce que dichos desechos del Uranio o del Plutonio se vayan acumulando en distintos lugares de la corteza terrestre y pueden provocar un aumento de los niveles naturales de radiación, lo cual puede ser peligroso para las generaciones futuras.
Fuentes consultadas:
Libro: "Fisica Universitaria"; Autores: Sears, Zemansky y Young; Editorial: Addison-Wesley Iberoamericana; 6º Edición, 1988.
