El futuro es mañana

La alborada de la energía

Sabemos que el universo existe desde hace unos 13.800 millones de años. Su nacimiento ocurrió como consecuencia de la denominada Gran Explosión (Big Bang),  la  cual,  más  que  una

explosión, fue una expansión ultrarrápida del propio espacio. Todo su contenido, que inicialmente era energía pura transformada luego en partículas elementales, se estiró junto con él, un proceso que aún continúa de forma acelerada.

Durante los primeros 300.000  a 400.000 años la materia aún no estaba organizada, era un estado plasmático, más tarde se originaron los primeros átomos. Es aquí cuando una pequeña parte del total de la energía primigenia (5% aproximadamente) se convierte en materia normal o bariónica --es la que actualmente forma todo lo que conocemos, vemos y podemos tocar--, y está compuesta básicamente por protones, electrones neutrones. Otra parte de la energía conformó la materia oscura (27% aproximadamente), que no emite, no refleja, ni absorbe la luz, es invisible a los telescopios; se sabe que existe porque se conoce su fuerza gravitacional, es la que mantiene unidas a las estrellas que conforman las galaxias; de otra manera las estrellas exteriores saldrían despedidas y la galaxia se desintegraría. Finalmente, tenemos a la energía oscura (68%), considerada misteriosa, porque no está comprobada su existencia, pero sí sus efectos, presumiéndose que existe en todo el espacio, y tiene por función actuar como una fuerza expansiva a gran escala que estira al universo aceleradamente.

La propia energía del universo impulsó su transformación

Durante los primeros 200 a 400 millones de años, el universo pasó de ser una oscura, densa y fría niebla gaseosa —compuesta principalmente por hidrógeno, algo de helio y trazas de litio— a un amanecer cósmico producto de la fusión nuclear. En este proceso, el hidrógeno acumulado y comprimido por la gravedad se transformó en helio, liberando una cantidad enorme de energía en forma de luz y calor. De esta manera se originaron las primeras estrellas, las cuales eran gigantescas y muy luminosas.

La fusión del hidrógeno en estas estrellas primigenias generó gran cantidad de energía, aumentando notablemente la temperatura interior hasta el orden de millones de grados centígrados. Así, paulatinamente y a lo largo de millones de años, se fueron uniendo elementos livianos para crear otros cada vez más pesados y complejos, en un proceso continuo que se detuvo al llegar al hierro.

El hierro es considerado el límite evolutivo de una estrella normal, dado que su fusión produce una reacción endotérmica; es decir, consume energía en lugar de producirla. Aquí es cuando comienza la decadencia del astro: el núcleo se ve obligado a contraerse por gravedad

cada vez más rápido, la temperatura se eleva a entre 3.000 y 100.000 millones de grados centígrados, y finalmente explota. En ese instante, en el momento de su muerte y durante la misma explosión (supernova) que la aniquila, se libera una cantidad inimaginable de neutrones que se incorporan a los núcleos de hierro, dando origen a elementos mucho

más pesados como el oro, la plata, el plomo, el platino y el uranio.

Esta gran explosión genera una inmensa nube estelar que inicialmente se esparce en el espacio. Luego, la gravedad vuelve a unir los elementos remanentes de la supernova extinta, dando lugar a la formación de una segunda generación de estrellas que ahora contienen átomos pesados. El proceso evolutivo del universo continúa de esta forma; de hecho, nuestro Sol es una estrella de tercera generación.

Todos los átomos que componen la materia de nuestro mundo tienen su origen en estrellas del pasado. Tanto lo inorgánico como lo orgánico son solo el producto de la transformación de la energía original en masa. Esto fue expuesto genialmente por Albert Einstein en su teoría de la relatividad, cuya famosa ecuación es:

𝑬 = 𝒎𝒄^𝟐

Donde: E = Energía total, m = Masa y c² = Velocidad de la luz al cuadrado

El uranio, el “Superman” de la energía

Este átomo, poseedor de un poder físico descomunal concentrado en un espacio diminuto, está íntimamente relacionado con el origen cósmico de los elementos pesados. Como ya mencioné, las estrellas normales no pueden fabricar nada más pesado que el hierro. Los elementos de mayor peso atómico, como el oro, el platino, el plomo y el uranio, requirieron de eventos mucho más violentos y energéticos, como la explosión de supernovas o la colisión de estrellas de neutrones (kilonovas). Durante estos cataclismos cósmicos, el uranio se nutre de una gran cantidad de neutrones; es decir, la energía se convierte en masa a través del proceso de captura neutrónica rápida, ilustrado en la famosa ecuación de Einstein (E= m𝒄^𝟐). Dado que estos átomos son muy inestables, requieren de tiempo para estabilizarse, lo que logran mediante la desintegración radiactiva, un proceso en el que desprenden energía. Aquí entra en juego otra vez la ecuación de Einstein, pero a la inversa: el uranio guardó la energía en forma de masa y, al fisionarse o desintegrarse, la convierte nuevamente en energía, produciendo luz y calor. Una pequeña porción de masa produce una enorme cantidad de energía.

Por ejemplo: si pudiéramos convertir por completo un gramo de materia (el peso aproximado de un clip para papel) en energía pura, se liberaría la misma cantidad de energía que la producida al quemar 3 millones de litros de nafta o la equivalente a la explosión de 21,5 kilotones de TNT. Esta potencia es similar a la de la bomba atómica arrojada en Nagasaki en 1945 (unos 21 kilotones). Es decir, ese clip de oficina contiene en su masa una energía equivalente a la de toda la bomba.

El uso humano del uranio

El puntapié inicial en el conocimiento del gran poder energético de ciertos átomos lo dieron en 1898 Marie y Pierre Curie, al acuñar el término “radiactividad” y aislar el polonio y el radio. Algo más tarde, en 1905, Albert Einstein publicó la ecuación E=m𝑐² , explicando teóricamente por qué la masa se puede transformar en una gran cantidad de energía. Posteriormente, entre 1938 y 1939, Otto Hahn, Lise Meitner y Fritz Strassmann lograron dividir un núcleo de uranio, dando nacimiento a la fisión nuclear experimental. Poco después, en 1942, con la instalación de un rudimentario reactor (el Chicago Pile-1), el físico Enrico Fermi logró la primera reacción en cadena autosostenida creada por el ser humano.

Este acontecimiento dio inicio a la Era Atómica. Luego, EE. UU. desarrolló el Proyecto Manhattan (Foto: Albert

Einstein y Julius Oppenheimer), que llegó a su culminación cuando el 6 de agosto de 1945 se arrojó la primera bomba atómica en Hiroshima, y otra tres días después en Nagasaki, inaugurando el uso bélico de la energía nuclear. Einstein nunca trabajó en ese proyecto.

El aprovechamiento pacífico del gran poder energético del uranio se remonta a 1951, cuando se utilizó de

forma experimental por primera vez en EE. UU., logrando generar la electricidad justa para encender cuatro lamparitas de luz. Pocos años después, en 1954, la Unión Soviética inauguró la primera central nuclear del mundo conectada a una red eléctrica comercial. De ahí en más, continuó acrecentándose el uso del uranio, tanto con fines pacíficos como militares.

Pero no todas son loas para él. Este Superman de la energía tiene su propia criptonita: debilidades críticas que complican su uso. Entre ellas se destacan los residuos radiactivos, que siguen siendo peligrosos durante miles de años, y el riesgo de accidentes graves, como los ocurridos en Chernóbil (1986) y Fukushima Daiichi (2011), que sucedieron cuando fallaron los sistemas de refrigeración de los reactores.

La fusión nuclear: la energía del mañana

Antes de entrar en el tema, conviene repasar dos conceptos: fusión y fisión nuclear. La fusión nuclear es el proceso que ocurre en las estrellas y consiste en unir los núcleos de dos átomos ligeros para formar uno más pesado. Por el

contrario, la fisión nuclear divide un átomo pesado en otros más ligeros; este es el método que se utiliza actualmente en las centrales nucleares comerciales.

Hasta el momento, la civilización ha utilizado la fisión nuclear. Sin embargo, desde hace décadas se explora el uso controlado de la fusión nuclear para imitar lo que ocurre en el Sol y otras estrellas, donde el hidrógeno se fusiona y produce la energía que las mantiene activas.

En la Tierra no es posible replicar la inmensa presión del  núcleo  solar  (unos

250.000 millones de atmósferas). Por eso, en lugar de hidrógeno común, los reactores terrestres utilizan preferentemente deuterio y tritio (isótopos del hidrógeno). Estos isótopos ya

cuentan con neutrones en sus núcleos y requieren una menor presión de confinamiento, aunque exigen temperaturas extremas de unos 150.000.000 °C para reaccionar.

La carrera por dominar la fusión nuclear se ha acelerado en los últimos años gracias a la inyección de capital privado y al desarrollo de nuevas tecnologías, como la inteligencia artificial y superconductores avanzados. El liderazgo actual se reparte entre gigantes estatales y startups (empresas emergentes) de distintos países y regiones, incluyendo a China, EE. UU., el Reino Unido, Corea del Sur, Japón y la Unión Europea.

¿Cuándo llegará esta energía a la red eléctrica?

Se estima que los primeros reactores comerciales de demostración podrían empezar a operar entre el final de esta década y mediados de la siguiente, mientras que su adopción global masiva tardaría entre quince y veinte años más. Durante un período de transición, se prevé la coexistencia de ambos tipos de energía nuclear.

Aunque tanto la fisión como la fusión nacieron y se desarrollaron inicialmente con fines bélicos, hoy el enfoque de la fusión es puramente comercial y civil: su finalidad es convertirse en la fuente de energía limpia, segura y casi inagotable para solucionar la crisis energética mundial.

Este tipo de energía presenta ventajas notables frente a la fisión nuclear:

• Seguridad intrínseca: No existe riesgo de una reacción en cadena descontrolada o colapso del núcleo (como ocurrió en Chernóbil o Fukushima). Si ocurre un fallo, el plasma se enfría y la reacción se detiene instantáneamente.
• Residuos mínimos: El subproducto principal de la reacción es el helio, un gas inofensivo. Aunque los componentes del reactor se vuelven

radiactivos por la activación de neutrones, estos materiales dejan de ser peligrosos en aproximadamente 100 años, permitiendo su reciclaje seguro.

• Combustible accesible: El deuterio se extrae fácilmente del agua y el tritio se puede producir dentro del mismo reactor a partir del litio.
• Alta densidad energética: Libera casi cuatro veces más energía por unidad de masa que la fisión nuclear y millones de veces más que los combustibles fósiles.
• No proliferación: Los reactores de fusión comercial no utilizan ni producen materiales de grado militar aptos para armas nucleares.

Además, en comparación con las energías renovables convencionales, la fusión es una fuente intensiva y no extensiva (no requiere grandes extensiones de tierra como la eólica o la solar); no depende de la geografía ni del clima, y puede funcionar de manera predecible las 24 horas del día, los 365 días del año.

El mayor desafío actual es el costo de desarrollo e infraestructura inicial, que es sumamente alto. No obstante, se proyecta que los costos disminuirán a medida que la tecnología se estandarice, con el objetivo a largo plazo de competir en el mercado eléctrico con la energía solar y eólica.

El ingenio humano está intentando replicar el proceso que la naturaleza dominó desde el origen del universo. Interesante, ¿no?

Por Julio Stampone - Geológo Prof. de geología U.N.P.S.J.B.