15.3: Energía Radiante del Sol

El sol es la fuente definitiva de la mayor parte de la energía que utilizamos. ¿Cuánta energía recibe la Tierra del sol? Si el sol se “apagara” abruptamente (no se preocupe, no va a pasar en otros mil millones de años más o menos) nos enteraríamos rápidamente, porque en cuestión de horas la Tierra se convertiría en una roca congelada en el espacio. De hecho, el flujo solar, que es la velocidad a la que la energía solar se transmite a través del espacio a la distancia de la Tierra del sol es de 1.34×103watts/m2. Lo que esto significa, como se ilustra en la Figura 15.2, es que un área de 1 metro cuadrado (un cuadrado a poco más de 3 pies hacia un lado) con el sol brillando perpendicular a él justo por encima de la atmósfera de la Tierra recibe energía a una tasa de 1,340 vatios. Un vatio es una medida de potencia, es decir, energía por unidad de tiempo. Un nivel de potencia de 1,340 vatios es suficiente para alimentar fácilmente una plancha eléctrica o tostadora y proporcionaría la energía equivalente a bombillas incandescentes de 13100 vatios más una bombilla de 40 vatios.

Figura 15.2. El flujo solar a la distancia de la Tierra del sol es de 1,340 vatios/m2. Esta cantidad de potencia es equivalente a la consumida por 13 bombillas incandescentes de 100 vatios más una bombilla de 40 vatios

¿De dónde saca el sol toda esta energía? Lo consigue consumiéndose en un gigantesco fuego termonuclear, el mismo proceso básico que le da a una “bomba de hidrógeno” su enorme fuerza destructiva. El combustible para el sol es hidrógeno ordinario. Pero la reacción que produce energía no es una reacción química ordinaria. En cambio, se trata de una reacción nuclear en la que los núcleos de 4 átomos de hidrógeno se fusionan para producir el núcleo de un átomo de helio de masa número 4, más 2 positrones, partículas subatómicas con la misma masa que el electrón, pero con una carga positiva, en lugar de negativa. Hay una pérdida neta de masa en el proceso (en las reacciones nucleares la masa puede cambiar) y esta pérdida se traduce en una enorme cantidad de energía. La fusión de solo 1 gramo de hidrógeno libera tanta energía como el calor de quemar alrededor de 20 toneladas de carbón. Usando superíndices para expresar el número de masa y los subíndices de carga, la fusión termonuclear del hidrógeno en el sol puede expresarse de la siguiente manera:

\[\ce{4 ^{1}_{1} H \rightarrow ^{4}_{2}He + 2 ^{0}_{+1} e + energy}\]