Energía nuclear: fisión vs fusión

El átomo de Rutherford

La idea de que la materia está compuesta por una multitud de átomos minúsculos existe desde la época de los griegos. Pero mientras que los griegos pensaban que el átomo era el componente más pequeño e indivisible de la materia, los físicos del siglo XX se dieron cuenta de que esto no era así y comenzaron a investigar la estructura interna del átomo.

El modelo del pudín
El primer nivel a abordar era el del electrón. Los electrones fueron liberados de los átomos en 1887 por Joseph John Thomson, quien disparó una corriente eléctrica a través de un gas contenido en un tubo de cristal. En 1904, Thomson propuso el «modelo del pudín» del átomo, donde los electrones cargados negativamente se espolvorean como pasas en una masa esponjosa de carga positiva. Hoy se habría llamado el modelo de la magdalena de chocolate. El átomo de Thomson era básicamente una nube de cargas positivas que contienen electrones, que se pueden liberar con relativa facilidad. Tanto los electrones como las cargas positivas se mezclan por el «pudín».

El núcleo
Al cabo de poco tiempo, en 1909, Ernest Rutherford quedó desconcertado ante el resultado de un experimento que había realizado, en el cual las pesadas partículas alfa se disparaban a través de una delgada lámina de oro, tan fina que la mayoría de las partículas la atravesaban. Ante el asombro de Rutherford, una diminuta fracción de las partículas rebotaban hacia atrás en la lámina, dirigiéndose hacia él. Cambiaban de dirección 180 grados, como si hubieran chocado contra un muro de ladrillos. Se dio cuenta de que en el interior de los átomos de oro que componían la lámina había algo duro y macizo capaz de repeler las pesadas partículas alfa.

Ernest Rutherford (1871-1937)

El neozelandés Rutherford fue un alquimista contemporáneo, que transmutó un elemento, el nitrógeno, en otro, oxígeno, por medio de la radiactividad. Líder inspirador del Laboratorio Cavendish en Cambridge, Inglaterra, fue mentor de numerosos futuros ganadores del Premio Nobel. Recibió el apodo de «el cocodrilo» y este animal sigue siendo el símbolo del laboratorio en la actualidad. En 1910, sus investigaciones en la difusión de los rayos alfa y la naturaleza de la estructura interna del átomo le condujeron a identificar el núcleo.

Rutherford comprendió que el modelo del pudín de Thomson no podía explicar esto. Si un átomo era tan sólo un engrudo de partículas cargadas positiva y negativamente, ninguna sería lo bastante pesada para golpear de vuelta a la pesada partícula alfa. Por lo tanto, pensó que los átomos de oro debían tener un centro denso, llamado «núcleo» por el vocablo latino para la semilla de una nuez. Aquí nació un campo de la física nuclear: la física de los núcleos atómicos.

Isótopos
Los físicos sabían cómo calcular la masa de diferentes elementos de la tabla periódica, de forma que conocían los pesos relativos de los átomos. Pero era más difícil ver cómo se ordenaban las cargas. Como Rutherford sólo conocía los electrones y los núcleos cargados positivamente, trató de equilibrar las cargas suponiendo que el núcleo estaba compuesto de una mezcla de protones (partículas cargadas positivamente que había descubierto en 1918 al aislar los núcleos de hidrógeno) y algunos electrones que neutralizaban parcialmente la carga. Los electrones restantes giraban alrededor del núcleo en los conocidos orbitales de la teoría cuántica. El hidrógeno, que es el elemento más ligero, tiene un núcleo que contiene sólo un protón con un electrón que órbita alrededor de él.

Un trío

Las sustancias radiactivas emiten tres tipos de radiación, llamadas alfa, beta y gamma. La radiación alfa consiste en pesados núcleos de helio que comprenden dos protones y dos neutrones unidos. Como son pesadas, las partículas alfa no llegan demasiado lejos antes de perder su energía en colisiones y se pueden detener con facilidad, incluso mediante un trozo de papel. El segundo tipo de radiación corresponde a las partículas beta; éstas son electrones de alta velocidad, muy ligeros y cargados negativamente. Las partículas beta llegan más lejos que la radiación alfa, pero se pueden detener por medio de un metal como una placa de aluminio. El tercer tipo son los rayos gamma, que son ondas electromagnéticas asociadas con fotones y que por tanto carecen de masa, pero poseen una gran cantidad de energía. Los rayos gamma son muy penetrantes y sólo pueden detenerse mediante bloques de hormigón o plomo. Los tres tipos de radiación son emitidos por átomos inestables que calificamos de radiactivos.

También se conocían algunas otras formas de elementos con pesos extraños, llamados isótopos. El carbono normalmente tiene un peso de 12 unidades atómicas, aunque en ocasiones se puede encontrar con un peso de 14 unidades. El carbono-14 es inestable con una vida media (el tiempo que tardan en desintegrarse la mitad de los átomos al emitir una partícula radiactiva) de 5.730 años, emitiendo una partícula beta para convertirse en nitrógeno-14. Esta reacción se utiliza para determinar la edad por medio de radiocarbono de los materiales arqueológicos de miles de años de antigüedad, como la madera o el carbón de las hogueras.

Neutrones
A principios de los años treinta, se descubrió un nuevo tipo de «radiación», que era lo bastante pesada para liberar protones de la parafina, pero sin carga. El físico de Cambridge James Chadwick demostró que esta nueva radiación era en realidad una partícula neutra con la misma masa que el protón. Se bautizó con el nombre de neutrón y el modelo atómico fue reorganizado. Los científicos se dieron cuenta de que un átomo de carbono-12, por ejemplo, contiene 6 protones y 6 neutrones en el núcleo (lo que le confiere una masa de 12 unidades atómicas) y 6 electrones que giran alrededor. Los neutrones y protones se conocen como núcleo.

Fuerza fuerte
El núcleo es muy pequeño, comparado con el tamaño total del átomo y sus electrones orbitando alrededor. Cientos de miles de veces más pequeño que el átomo, el núcleo ocupa tan sólo unos pocos femtómetros (10-15 metros). Si el átomo fuera proporcional al diámetro de la Tierra, el núcleo central sería sólo de 10 kilómetros de ancho, la longitud de Manhattan. El núcleo alberga prácticamente toda la masa del átomo en un punto diminuto y esto incluye muchas decenas de protones. ¿Qué mantiene unidas todas las cargas positivas en un espacio tan pequeño y con tanta fuerza? Para vencer la repulsión electrostática de las cargas positivas y mantener el núcleo unido, los físicos tuvieron que inventar un nuevo tipo de fuerza, llamada fuerza nuclear fuerte.
Si los dos protones se acercan mucho, inicialmente se repelen a causa de sus cargas similares (siguiendo la ley de la inversa del cuadrado de Maxwell). Pero si se acercan todavía más, la fuerza nuclear fuerte los bloquea juntos. La fuerza fuerte sólo aparece en separaciones muy pequeñas, pero es mucho mayor que la fuerza electrostática. Si los protones son atraídos aún más cerca el uno del otro, se resisten, actuando como esferas macizas; por tanto, hay un límite estricto a lo próximos que pueden llegar a estar. Este comportamiento significa que el núcleo está fuertemente unido, muy compacto y duro como una roca.

En 1934, Hideki Yukawa propuso que la fuerza nuclear era transportada por partículas especiales (llamadas mesones) que actúan de forma similar a los fotones. Protones y neutrones están adheridos por los mesones, que se intercambian. Incluso en la actualidad sigue siendo un misterio la razón por la que la fuerza nuclear fuerte actúa a una escala de distancias tan precisa: por qué es tan débil fuera del núcleo y tan fuerte a corta distancia. Es como si bloqueara a los nucleones a una distancia precisa. La fuerza nuclear fuerte es una de las cuatro fuerzas fundamentales, junto con la gravedad, el electromagnetismo y otra fuerza nuclear llamada fuerza débil.

Fisión

A inicios del siglo XX, comenzó a desvelarse el mundo interno del átomo. A principios de la década de 1930, el propio núcleo fue roto, revelándose como una mezcla de protones cargados positivamente y neutrones sin carga, ambos mucho más pesados que el efímero electrón y unidos por la fuerza nuclear fuerte. Conseguir despegar el adhesivo energético del núcleo se convirtió en el santo grial para los científicos.

Ruptura
El primer intento exitoso para dividir el núcleo tuvo lugar en 1932. Cockroft y Walton en Cambridge, Inglaterra, dispararon protones a gran velocidad sobre metales. Los metales cambiaron de composición y liberaron energía de acuerdo con la ecuación E=mc2 de Einstein. Pero estos experimentos precisaban un aporte de energía mayor que la que se creaba y por tanto los físicos no creían que fuera posible aprovechar esta energía para usos comerciales.

En 1938 los científicos alemanes Otto Hahn y Fritz Strassmann dispararon neutrones sobre el elemento pesado uranio, tratando de crear nuevos elementos aún más pesados. En su lugar, descubrieron que emitían elementos mucho más ligeros, algunos con la mitad de la masa del uranio. Era como si el núcleo se rompiera por la mitad al ser bombardeado por algo que tenía menos de la mitad de su masa; como una sandía que se divide en dos mitades al ser golpeada por una cereza. Hahn comunicó esto a Lise Meitner, la colega austríaca exiliada que acababa de huir de la Alemania fascista a Suecia. Meitner se sintió igualmente asombrada y discutió este resultado con su sobrino físico, Otto Frisch. Meitner y Frisch se percataron de que la energía se liberaba cuando el núcleo se dividía porque las dos mitades asumían menos energía en conjunto. A su regreso de Dinamarca, Frisch no pudo contener su excitación y comentó su idea con Niels Bohr. Embarcado en un viaje hacia América, Bohr se puso a trabajar de inmediato para elaborar una explicación, transmitiendo las noticias a Enrico Fermi, de la Universidad de Columbia.

Meitner y Frisch publicaron su artículo adelantándose a Bohr, introduciendo la palabra «fisión», copiando la división de una célula biológica. De vuelta en Nueva York, Fermi y el exiliado húngaro Léo Szilárd se dieron cuenta de que esta reacción del uranio producía neutrones sobrantes capaces de generar muchas fisiones y, por tanto, podría prolongarse hasta producir una reacción nuclear en cadena (una reacción autoalimentada). Fermi obtuvo la primera reacción en cadena en 1942 en la Universidad de Chicago, bajo el estadio de fútbol.

La energía nuclear

Las reacciones subcríticas en cadena pueden mantenerse estables y utilizarse en las centrales nucleares. Las palancas de control de boro regulan el flujo de neutrones por el combustible de uranio absorbiendo los neutrones sobrantes. Además, se requiere un refrigerante para reducir el calor procedente de las reacciones de fisión. El más común es el agua, pero también se utilizan agua presurizada, gas helio y sodio líquido. En la actualidad, Francia es la primera potencia nuclear del mundo, y produce más del 70% de su energía total comparado con el 20% aproximadamente en Estados Unidos o el Reino Unido.

Reacción en cadena
El colega físico Arthur Compton recordaba el día:

En el balcón, una docena de científicos vigilaban los instrumentos y manejaban los controles. En la habitación había una enorme pila cúbica de bloques de grafito y uranio en el que esperábamos desarrollar la reacción en cadena. En unas aberturas practicadas en esta pila estaban las barras de control y seguridad. Tras unas cuantas pruebas preliminares, Fermi dio la orden de retirar otros 30 cm la barra de control. Sabíamos que ésa iba a ser la prueba definitiva. Los contadores Geiger que registraban los neutrones del reactor comenzaron a chasquear cada vez más rápido hasta que el ruido llegó a ser ensordecedor. La reacción aumentó hasta el punto de que podía haber peligro de radiación en la plataforma donde nos encontrábamos. “Tirad de las palancas de seguridad”, ordenó Fermi. El estruendo de los contadores descendió a una débil serie de chasquidos. Por primera vez, se había liberado energía atómica. Se había controlado y se había detenido. Alguien tendió a Fermi una botella de vino italiano y se efectuó un pequeño brindis.

El proyecto Manhattan
Szilárd estaba tan preocupado porque los científicos alemanes copiaran su logro que contactó con Albert Einstein y ambos presentaron una carta conjunta para advertir al presidente Roosevelt en 1939. Sin embargo, hasta 1941 no sucedió gran cosa, pero ese año los físicos británicos compartieron un cálculo en el que mostraban lo fácil que era construir un arma nuclear. Esto coincidió con el ataque japonés a Pearl Harbour y muy pronto Roosevelt inició el proyecto nuclear norteamericano, conocido como Proyecto Manhattan. Estaba dirigido por el físico de Berkeley, Robert Oppenheimer desde una remota y secreta base en Los Álamos, Nuevo México.

En el verano de 1942, el equipo de Oppenheimer diseñó los mecanismos de la bomba. Para iniciar la reacción en cadena que desembocara en una explosión era necesaria una masa crítica de uranio, que había que dividir antes de la detonación. Se favorecieron dos técnicas, un mecanismo del «revólver», en el que se disparaba un trozo de uranio dentro de otro con explosivos convencionales para completar la masa crítica, y un mecanismo de «implosión», donde los explosivos convencionales hacían que una esfera hueca de uranio implosionara en un núcleo de plutonio.

El uranio se puede encontrar en dos tipos o isótopos, con un número diferente de neutrones en el núcleo. El isótopo más común, el uranio-238, es diez veces más común que el otro, el uranio-235. Este último es el más efectivo para una bomba de fisión, así que se enriquece el uranio crudo a uranio-235. Cuando el uranio-238 recibe un neutrón se convierte en uranio-239. El plutonio-239 es inestable y su ruptura produce mayor número de neutrones por gramo, de manera que al mezclarlos con plutonio se puede iniciar fácilmente una reacción en cadena. El método del revólver se utilizó con uranio enriquecido para construir el primer tipo de bomba, llamada «Little Boy». También se construyó el tipo de bomba de implosión esférica, que contenía plutonio, y se le dio el nombre de «Fat Man».

El 6 de agosto «Little Boy» fue lanzada contra Hiroshima. Tres días después, «Fat Man» destruyó Nagasaki. Cada bomba liberó el equivalente de unas 20.000 toneladas de dinamita, matando en el acto entre 70.000 y 100.000 personas, y el doble a más largo plazo.

Fusión

La fusión nuclear es la combinación de los núcleos atómicos ligeros para formar otros más pesados. Cuando se comprimen lo bastante, los núcleos de hidrógeno se pueden fundir para producir helio, emitiendo energía en el proceso. Gradualmente, al formar núcleos cada vez más pesados mediante una serie de reacciones de fusión, todos los elementos que vemos a nuestro alrededor pueden ser creados desde cero.

Un fuerte apretón
Fusionar incluso los núcleos más ligeros, como el hidrógeno, es tremendamente difícil. Se necesitan una temperatura y una presión descomunales, pues la fusión sólo ocurre de forma natural en lugares extremos, como el Sol y otras estrellas. Para que dos núcleos se fusionen, hay que vencer a las fuerzas que los mantienen unidos. Los núcleos están formados de protones y neutrones bloqueados juntos por medio de la fuerza nuclear fuerte. La fuerza fuerte es la dominante a la minúscula escala del núcleo y es mucho más débil fuera de éste. Como los protones están cargados positivamente, sus cargas eléctricas se repelen mutuamente, separándose además ligeramente. Pero la cohesión de la fuerza fuerte es más poderosa, así que el núcleo se mantiene unido.

Como la fuerza nuclear fuerte actúa en un corto rango preciso, su fuerza combinada es mayor para los núcleos pequeños que para los grandes. Para un núcleo pesado, como el uranio, con 238 nucleones, la atracción mutua no será tan fuerte entre los nucleones de los lados opuestos de los núcleos. Por otra parte, la fuerza eléctrica de repulsión todavía se percibe en las separaciones más grandes y por ello se hace más fuerte en los núcleos más grandes porque puede abarcar todo el núcleo. También es potenciada por el mayor número de cargas positivas que contiene. El efecto neto de este equilibrio es que la energía necesaria para mantener al núcleo unido, promediado por nucleón, aumenta con el peso atómico hasta los elementos níquel y hierro, que son muy estables, y después vuelve a disminuir para los núcleos más grandes. Así que la fisión de los grandes núcleos tiene lugar con relativa facilidad ya que puede ser interrumpida por un pequeño golpe.

En la fusión, la barrera de energía que hay que vencer es menor para los isótopos del hidrógeno que contienen un solo protón. El hidrógeno se presenta en tres tipos: los átomos «normales» de hidrógeno contienen un protón rodeado de un solo electrón; el deuterio, o hidrógeno pesado, tiene un protón, un electrón y también un neutrón; el tritio tiene dos neutrones añadidos, así que es aún más pesado. La reacción de fusión más simple es, por tanto, la combinación de hidrógeno y deuterio para formar tritio además de un solo neutrón.

Reactores de fusión
Los físicos tratan de replicar estas condiciones extremas en los reactores de fusión para generar energía. Sin embargo, están a muchos decenios de lograrlo en la práctica. Incluso las máquinas de fusión más avanzadas utilizan más energía de la que emiten.

La energía de fusión es el santo grial de la producción energética. Comparadas con la tecnología de la fisión, las reacciones de fusión son relativamente limpias y, si funcionaran, eficientes. Hacen falta muy pocos átomos para producir enormes cantidades de energía (de la ecuación de Einstein E=mc2), se generan muy pocos residuos y desde luego nada tan perjudicial como los elementos superpesados que proceden de los reactores de fisión. La energía de fusión tampoco produce gases de efecto invernadero, ofreciendo la promesa de una fuente de energía independiente y fiable, suponiendo que su combustible, hidrógeno y deuterio, se pueda fabricar. Pero tampoco es perfecta: producirá ciertos subproductos radiactivos, como neutrones, que serán liberados en las reacciones principales y tendrán que ser eliminados.

La fusión fría

En 1989, el mundo científico fue sacudido por una afirmación controvertida. Martin Fleischmann y Stanley Pons anunciaron que habían realizado una fusión nuclear no en un enorme reactor, sino en un tubo de ensayo. Disparando corriente eléctrica a través de un vaso de precipitados de agua pesada (cuyos átomos de hidrógeno se habían sustituido por deuterio), la pareja creyó haber creado energía por medio de la fusión «fría». Dijeron que su experimento producía más energía de la necesaria para realizarse debido a la fusión producida. Esto provocó un tumulto. La mayoría de los científicos pensaban que Fleischmann y Pons se equivocaban al justificar su presupuesto energético, pero en el momento actual esta cuestión no se ha zanjado aún. Otros sostuvieron que las reivindicaciones de la fusión producida en un laboratorio habían ocurrido de forma ocasional. En 2002, Rusi Taleyarkhan propuso que la fusión estaba tras la llamada sonoluminiscencia, en la que las burbujas de un fluido emiten luz al ser pulsadas (y calentadas) rápidamente por ondas ultrasónicas.

A estas temperaturas tan elevadas, la principal dificultad es controlar los gases abrasadores, así que aunque se haya logrado la fusión estas máquinas monstruosas sólo funcionan durante unos pocos segundos cada vez. Un equipo internacional de científicos colabora para construir un reactor de fusión aún mayor en Francia, llamado Reactor Experimental Termonuclear Internacional (ITER), que analizará la viabilidad de comercializar la fusión.

Polvo de estrellas
Las estrellas son reactores de fusión naturales. El físico alemán Hans Bethe describió cómo brillaban al convertir núcleos de hidrógeno (protones) en núcleos de helio (dos protones y dos neutrones). En la transferencia intervienen partículas adicionales (positrones y neutrinos), de forma que dos de los protones originales se convierten en neutrones en el proceso.

Dentro de las estrellas, se forman gradualmente elementos más pesados por pasos mediante la cocción por fusión, igual que en una receta de cocina. Se forman núcleos cada vez mayores a través de una sucesión de pasos, de «quemar» primero hidrógeno, después helio y después otros elementos más ligeros que el hierro, y finalmente los elementos más pesados que el hierro. Las estrellas como el Sol brillan porque son en su mayor parte hidrógeno que se fusiona con helio y esto se desarrolla con la suficiente lentitud para que los elementos pesados se produzcan únicamente en pequeñas cantidades. En las estrellas más grandes esta reacción se acelera debido a la intervención de los elementos carbono, nitrógeno y oxígeno en reacciones posteriores. Por tanto, se producen más elementos pesados con mayor rapidez. Una vez el helio está presente, el carbono se puede obtener a partir de él (fusión de tres átomos de helio-4, vía berilio-8 inestable). Una vez que se obtiene un poco de carbono se puede combinar con helio para formar oxígeno, neón y magnesio. Estas lentas transformaciones tardan la mayor parte de la vida de una estrella. Los elementos más pesados que el hierro se producen en reacciones ligeramente diferentes, construyendo gradualmente secuencias de núcleos siguiendo el orden creciente de la tabla periódica.

Las primeras estrellas
Algunos de los primeros elementos ligeros no fueron creados en las estrellas, sino en la propia bola de fuego del big bang. Al principio el universo era tan caliente que ni siquiera los átomos eran estables. A medida que se fue enfriando, los átomos de hidrógeno fueron los primeros en condensarse junto con una pequeña cantidad de helio y litio, y una minúscula cantidad de berilio. Éstos fueron los primeros ingredientes de todas las estrellas y de todas las cosas. Todos los elementos más pesados que éstos fueron creados en el interior y alrededor de las estrellas, y después fueron lanzados al espacio por medio de estrellas que explotaban, llamadas supernovas. Sin embargo, todavía no hemos llegado a comprender realmente cómo se encendieron las primeras estrellas. La primera estrella de todas no contenía elementos pesados, sólo hidrógeno, y por tanto no pudo enfriarse lo bastante rápido para colapsarse y encender su mecanismo de fusión.

La fusión es una fuente de energía fundamental en el universo. Si conseguimos explotarla, nuestras preocupaciones por la energía se habrán acabado. Pero eso significa aprovechar el enorme potencial de las estrellas aquí en la Tierra, lo que no es fácil.