Bienvenidos a esta nueva sesión del curso Energías Sustentables. Mi nombre es Julio Vergara, profesor de la Escuela de Ingeniería UC. En esta ocasión se verán los atributos y propiedades de nuestra principal fuente de luz y calor, el Sol. En particular se verá el proceso de liberación de energía. Veremos cómo se libera la energía del combustible en el Sol, compuesto en su mayor parte de hidrógeno, luego su transporte hacia la superficie, y después su propagación al sistema solar, y su captura en la Tierra. Se han propuesto varias hipótesis para entender la operación del Sol. Algunas de ellas suponían calor remanente desde su formación o por fricción gravitacional, esas teorías no eran sostenibles por evidencia de composición del sistema solar a través de meteoritos o el uso de datación radiogénica en la Tierra. No podría ser más antigua la Tierra que el Sol. A fines de los años 30, se postuló que las estrellas funcionaban mediante reacciones termonucleares. Así mismo, se estimaron variables, como la temperatura y densidad, sin conocer aún la estructura interna solar. Lo cual fue despejado en fecha reciente mediante satélites dedicados. El Sol es una estrella mediana, blanca-amarilla según su temperatura efectiva, de casi 700.000 kilómetros de radio, con 4.600 millones de años, según datación radiogénica indirecta. Ubicado a 30.000 años luz del centro de la Vía Láctea. La Tierra, a su vez, se ubica a 150 millones de kilómetros del Sol. En seguida veremos otros atributos. Media heliosismología, sumado a estudios magnéticos se ha podido entender la estructura interna, y el funcionamiento del Sol. Este vibra en ciclos de cinco minutos, los que entregan información de su morfología interna, la que ha sido captada por el satélite SOHO, e interpretada. Por otro lado, se asume que la proporción química inicial es la misma del universo, 73% de hidrógeno, 25% de helio-4 y menores proporciones relativas de deuterio, tritio, helio, litio y berilio. Gracias a SOHO se concluye que existen tres grandes zonas: un centro que aloja un gran reactor de fusión natural, una zona radiante y una zona convectiva compuesta por una agitada masa granular equivalente a un cuerpo hirviendo. Ya sabemos que para producir la fusión de los núcleos de elementos livianos, como el caso del hidrógeno, se debe vencer la repulsión electromagnética entre los protones. Para ello se necesita acercarlos hasta una distancia en que opere la interacción nuclear fuerte, y que sean los gluones los encargados de unirlos. Para ello se necesita alta temperatura, que produzca alta velocidad y vibración entre las partículas, tanto que de repente coinciden y se acerquen en su viaje. Además, la gravedad contrae la materia, y permite que los núcleos estén más cerca, y por lo tanto, más propensos a acercarse. En los corazones de las estrellas se suelen dar ambas condiciones. En esta figura se muestra la densidad solar en el sentido radial. La densidad en el centro del Sol es de 160.000 kilogramos por metro cúbico. Hacia la interface con la zona radiante ya ha caído a 1/8. En la tacoclina, lugar de transición entre las zonas radiante y convectiva, la presión es de 120 kilos por metro cúbico, menos que un corcho. En la fotósfera la densidad ya ha bajado a un valor 25 veces menor que la densidad del aire terrestre. Esto hace que en promedio la densidad del Sol sea una vez y media la densidad del agua. No obstante, la alta densidad central es adecuada para establecer la fusión nuclear. En esta figura se muestra la temperatura solar, también en el sentido radial. La temperatura en el centro es de 15,7 millones de grados Kelvin, que es necesaria para establecer la fusión nuclear con hidrógeno. Hacia la interface del corazón con la zona radiante ya ha caído a la mitad, y la fusión nuclear allí ya no es posible. En la tacoclina la temperatura ha caído a la cuarta parte, en la fotósfera la temperatura superficial es de 5.800 grados Kelvin, que es la temperatura que recibe la Tierra. Por teorías aún no confirmadas, como la de acoplamiento magnético, la corona tiene entre uno y dos millones de grados. Las teorías gravitacionales, inerciales y de calor original fueron reemplazadas por la teoría de fusión termonuclear de George Gamow, Hans Bethe y Carl von Weizsäcker, en la que concurre la fusión nuclear con muy alta temperatura, que ayuda a vencer la repulsión protónica. En cualquier caso, cuatro protones y dos electrones conducen un helio-4 y dos neutrinos. Una vez que se unen los protones, opera la interacción débil, y en forma secuencia o directa muta un quark de up a down, y el protón se vuelve neutrón, y forma helio. Este cambio produce la eyección de las partículas resultantes con una energía cinética equivalente a la diferencia de masa entre los precursores y los productos. En este caso, la masa de los productos es menor a la masa de los cuatro protones, suficiente, según la ecuación de Einstein, para que el helio-4 adquiera casi 27 millones de electronvolts de energía cinética, y los neutrinos se llevan casi un MeV. En las estrellas compiten dos secuencias de reacciones nucleares, en estrellas más frías dominan las cadenas protón-protón, y en las estrellas más calientes domina el ciclo carbón-nitrógeno-oxígeno. En el Sol el 97,8% se disipa mediante la cadena p-p. Y el 2,2% remanente mediante el ciclo C-N-O. Por su baja temperatura relativa, en el Sol domina la cadena protón-protón. 90% de la energía de esta viene de la ppI de mayor temperatura, 9% sigue la ppII, y 1% surge de las restantes. La cadena protón-protón dominante en el sol tiene dos etapas, la lenta fusión, que toma millones de años de dos protones en deuterio, en que uno de los protones se torna neutrón emitiendo un positrón y un neutrino. La segunda etapa es la cadena protón-deuterón más rápida, que fusiona el deuterio con un protón, dando lugar a un núcleo de helio-3. Si este proceso se duplica, se habrán usado seis protones para crear dos helio-3. Después de un millón de años estos dos helio-3 mediante la reacción ppI se fusionarán para formar un helio-4 liberando dos protones. Las cadenas ppII, ppIII y ppIV involucran la creación y partición de belirio, helio-3, boro-8 y litio-7 para terminar también en helio-4. No importa el camino, siempre cuatro protones terminarán en helio-4. En el Sol estas cadenas consumen 4,2 por 10 elevado a 6 toneladas de protones, o hidrógeno, cada segundo. El proceso alternativo es el ciclo carbón-nitrógeno-oxígeno, con una tasa de conversión de 0,1 por 10 elevado a 6 toneladas de hidrógeno por segundo en el caso solar. En este ciclo se aprovecha la presencia de carbono 12, que al fusionarse con un protón produce nitrógeno-14, que se fusiona con otro protón para producir oxígeno, que decae en nitrógeno-15, que vuelve a fusionarse con hidrógeno para producir un helio-4, y carbón, el cual se recupera. En este también se produce un helio a partir de cuatro protones, y aunque las estrellas donde este proceso domina operan a mucha mayor temperatura, la energía por fusión es la misma, pues depende de la diferencia de masas de los productos y precursores. El Sol posee una baja potencia específica, con 4,3 por 10 elevado a 6 toneladas de hidrógeno fusionándose por segundo, su potencia es de 3,8 por 10 elevado a 25 watts. Si se divide por el volumen, da una potencia de 0,27 watts por metro cúbico. Si obviáramos la gravedad, y el Sol pudiera reducirse proporcionalmente a un diámetro de 120 metros, solo podría movilizar a un camión o a un auto deportivo con un motor de 300 kilowatts. De otra manera cada watt, esto es la potencia de dos tofis, requeriría 3,7 metros cúbicos de sol. Se puede concluir que es una máquina muy poco densa. Las reacciones nucleares en el Sol liberan energía de enlace, y lo convierten en energía cinética en núcleos de helio, lo que mantiene caliente al Sol, y mantiene las condiciones de fusión. Los rayos gamma producidos en algunas de las reacciones salen del corazón y avanzan hasta la zona convectiva, tomando cientos de miles de años, ya que van interactuando con los electrones libres de la zona radiante. En la zona convectiva la propagación de energía es más rápida por repulsión electromagnética del hidrógeno y helio caliente, desde la fotósfera se emite energía radiante al universo en distintas longitudes de onda y energías, según Max Planck, de las cuales la Tierra recibe 172 petawatts. Cabe señalar que el Sol aunque fusiona hidrógeno en un proceso muy lento y prolongado, no es una estrella calmada, las diferentes capas y densidades crean perturbaciones en la tacoclina, llamaradas, manchas y otros defectos superficiales. Estos gatillan, entre otros, el fenómeno cíclico de inversión magnética polar, y recurrentes eyecciones de masa coronal que tienen impacto en nuestros sistemas tecnológicos. Este es el espectro de radiación electromagnètica que se observa en la Tierra, a diferentes frecuencias, incluyendo el rango de luz, que integran una densidad de potencia fuera de la atmósfera terrestre de 1.350 watts por metro cuadrado. El que es reducido por efectos del ozono y vapor de agua a casi la mitad. Por eso 122 de los 172 petawatts disponibles en onda corta fuera de la atmósfera entran en contacto con el mar, con el aire, con hielos y tierra, transfiriéndose energía por repulsión electromagnética. De ese modo se produce viento, olas, corrientes, lluvias, los que sumados al calor del interior de la Tierra, alimentan los procesos de la biósfera, y pronto evacúa la misma cantidad al universo, aunque en onda larga. Es posible resumir y concluir que el sol libera lentamente la energía de enlace por medio de fusión de hidrógeno en helio-4 en su corazón. La energía del helio lo mantiene caliente, y la radiación gamma resultante fluye a la superficie solar, la que se irradia al universo, incluyendo la Tierra. Nos llegan 172 petawatts, y se remite la misma cantidad para un equilibrio térmico.
