El helio es el segundo elemento químico más ligero y más abundante del universo, si nos ceñimos a la materia ordinaria. Tan solo lo supera en esta clasificación el hidrógeno. Este gas noble acapara entre el 24 y el 26% de la masa total de las estrellas, que, además, se encargan de fabricarlo fusionando en su interior los núcleos de hidrógeno mediante las reacciones de fusión nuclear que llevan a cabo de forma natural, y de las que os hablamos con bastante profundidad en el artículo que dedicamos a la vida de las estrellas.
Aun así, la mayor parte del helio del universo no lo han fabricado las estrellas: lo produjo el Big Bang, de ahí que los científicos se refieran a él como «helio primordial». Pero lo más curioso es que, a pesar de lo abundante que es en el universo, en la Tierra escasea. Su gran ligereza provocó que la mayor parte del helio que contenía la nube de polvo y gas a partir de la que se formó nuestro planeta escapase del confinamiento gravitatorio. Pero el auténtico protagonista de este artículo no es el helio normal del que todos hemos oído hablar; lo es el helio-3, un isótopo que puede jugar un papel crucial en las reacciones de fusión nuclear que posiblemente nos ayudarán a resolver para siempre nuestros problemas energéticos.
La mayor parte del helio que podemos encontrar en el universo ha adoptado la forma de un isótopo conocido como helio-4, que se caracteriza por tener en su núcleo dos protones y dos neutrones. Si no estáis familiarizados con la palabra «isótopo» no os dejéis intimidar por ella porque, en realidad, describe una idea bastante sencilla. Y es que los isótopos son átomos del mismo elemento químico que contienen el mismo número de protones y electrones, pero un número distinto de neutrones. Y, como es lógico, al tener una cantidad diferente de partículas en el núcleo, tienen distinta masa. Esto es todo lo que nos interesa saber de ellos por el momento.
Como hemos visto, la mayor parte del helio-4 que contenía la nube de materia a partir de la que se formó la Tierra se perdió durante este proceso. Pero, afortunadamente, este gas también puede surgir como resultado de la desintegración radiactiva natural de elementos químicos más pesados, como el uranio, el radio o el torio, que son relativamente escasos en nuestro planeta. Esto ha provocado que la mayor parte del helio-4 que tenemos provenga de los yacimientos de gas natural, junto al que se acumula como resultado de la desintegración de los elementos pesados de los que acabamos de hablar.
Aunque la única diferencia existente entre el helio-4 y el helio-3 es que este último isótopo tiene un neutrón menos en su núcleo, es suficiente para que sus propiedades fisicoquímicas cambien sensiblemente
La única diferencia existente entre el helio-4 y el helio-3 consiste en que este último isótopo tiene un neutrón menos en su núcleo. Eso es todo. Sabemos que los núcleos de helio-4 tienen dos protones y dos neutrones, por lo que los de helio-3 tendrán dos protones y un único neutrón. Puede parecer una diferencia irrelevante, pero no lo es. Es una diferencia muy importante porque las propiedades fisicoquímicas del elemento varían como consecuencia de su inferior masa atómica. Y, en el caso de estos dos isótopos del helio, también cambia su comportamiento desde el punto de vista de la mecánica cuántica, aunque esta parte es compleja y no es necesario que la abordemos para continuar desarrollando el tema que realmente nos interesa.
El núcleo de un átomo de helio-3 está constituido por dos protones y un neutrón, y a su alrededor orbitan dos electrones.
Lo realmente interesante de todo lo que hemos visto hasta ahora es que las peculiares propiedades del helio-3 hacen de él un candidato extraordinario para reemplazar al tritio en las reacciones de fusión nuclear que estamos intentando recrear en la Tierra. Uno de los proyectos más prometedores que los científicos y los ingenieros tienen entre manos es el reactor ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) que un consorcio internacional está construyendo en Cadarache, una localidad del sur de Francia.
La mala noticia es que si el helio-4 es relativamente escaso en la Tierra, el helio-3 lo es aún mucho más. Las estrellas, como nuestro Sol, lo producen en grandes cantidades como consecuencia de las reacciones de fusión nuclear entre los núcleos de hidrógeno que tienen lugar cuando se encuentran en la etapa de secuencia principal durante la que queman la mayor parte de su combustible. Una vez creado, el viento solar disemina el helio-3 por el sistema solar e incluso más allá, lo que provoca que llegue a los planetas circundantes en cantidades relativamente importantes.
El helio-4 es escaso en la Tierra, pero el helio-3 lo es aún mucho más, lo que nos ha obligado a desviar nuestra atención hacia la Luna
La razón por la que este gas apenas se acumula en la Tierra es que nuestro planeta tiene un doble escudo protector: la atmósfera y el campo magnético terrestre. Estas dos barreras representan una defensa muy eficaz frente al viento solar y la radiación cósmica, que llega a la atmósfera principalmente bajo la forma de protones y partículas alfa de alta energía. Cuando los rayos cósmicos interaccionan con la atmósfera terrestre colisionan con sus átomos y moléculas (sobre todo con el oxígeno y el nitrógeno), generando una lluvia de partículas más ligeras que da forma a la radiación secundaria, que contiene muones, protones, rayos X, electrones y neutrones, entre otras partículas.
Además de la atmósfera, como hemos visto, entra en acción el campo magnético terrestre, que actúa desviando buena parte de estas partículas hacia los polos, que reciben la mayor dosis de radiación secundaria. A pesar de la acción combinada de la atmósfera y el campo magnético una parte de esta radiación llega a la superficie terrestre, pero, afortunadamente, los rayos cósmicos van perdiendo intensidad y desintegrándose en partículas menos energéticas, por lo que las dosis de radiación que recibimos habitualmente no son peligrosas.
Los cuatro telescopios atmosféricos Cherenkov del observatorio estadounidense VERITAS tienen el propósito de detectar rayos gamma de muy alta energía procedentes de la radiación cósmica.
La Luna, a diferencia de la Tierra, no tiene atmósfera, por lo que carece de este escudo protector. Además, su campo magnético es mucho más débil que el de la Tierra y no es dipolar. El terrestre, en cambio, sí puede ser aproximado a un dipolo magnético, por lo que las líneas del campo magnético se dirigen del polo norte hacia el polo sur. Todo esto provoca que la superficie de la Luna esté mucho más expuesta a los rayos cósmicos y el viento solar que la superficie de la Tierra, ocasionando que se acumule en ella cantidades muy significativas del helio-3 transportado por el viento solar, que queda depositado en las rocas y el polvo lunar, a pocos metros de profundidad.
La Tierra también tiene helio-3, pero la mayor parte procede de la fase de formación del planeta mediante confinamiento gravitatorio y ha quedado atrapado en el manto, por debajo de la corteza terrestre. Además, los científicos han estimado que es bastante escaso, lo que dificulta mucho su localización y extracción. Esto ha provocado que casi todo el helio-3 que se utiliza industrialmente hoy en día proceda de la desintegración radiactiva del tritio, un isótopo natural del hidrógeno del que vamos a hablar con más profundidad en la siguiente sección del artículo.
Para hacer posible la fusión nuclear en los reactores experimentales que ya hemos construido, o que están en proceso de construcción, los ingenieros y físicos recurren al deuterio y el tritio, dos isótopos del hidrógeno cuyos núcleos, al ser sometidos a temperaturas cercanas a los doscientos millones de grados Celsius, comienzan a fusionarse. Es necesario alcanzar esta temperatura tan monstruosa porque es la forma de conferir a los núcleos de deuterio y tritio, que conforman el combustible nuclear, la energía cinética que necesitan para que sean capaces de vencer su repulsión natural y puedan fusionarse.
Un núcleo de deuterio tiene un protón y un neutrón, y un núcleo de tritio cuenta con un protón y dos neutrones. La repulsión de la que acabamos de hablar se explica por el hecho de que ambos núcleos tienen la misma carga eléctrica, que es positiva, pero cuando les conferimos una energía cinética muy alta incrementando la temperatura de las partículas lograremos que se acerquen lo suficiente para que la interacción nuclear fuerte, que es la responsable de mantener las partículas unidas en el núcleo atómico, entre en acción y sea capaz de vencer su repulsión eléctrica inicial. Cuando sucede este fenómeno tiene lugar la fusión de los núcleos de deuterio y tritio.
Los científicos llaman plasma a la nube de partículas que contiene el combustible nuclear a una temperatura tan elevada, y han desarrollado dos estrategias diferentes a la hora de lidiar con esta sustancia que, debido a su temperatura, es tan difícil manejar: el confinamiento magnético y el confinamiento inercial. Si queréis conocer en qué consisten os sugiero que echéis un vistazo a este otro artículo en el que abordamos estas dos técnicas con cierta profundidad. Lo que nos interesa ahora para continuar adelante es conocer el resultado de la fusión de los núcleos de deuterio y tritio una vez que hemos conseguido recrear las condiciones necesarias para que tenga lugar.
El resultado de la fusión de un núcleo de tritio y otro de deuterio es un núcleo de helio-4 y un neutrón de alta energía. Durante la reacción también se libera una gran cantidad de energía.
Cuando se produce la fusión obtenemos un núcleo de helio-4, que, como hemos visto en los primeros párrafos del artículo, tiene dos protones y dos neutrones, y un neutrón de alta energía que queda libre. Al mismo tiempo se produce la liberación de una gran cantidad de energía. El núcleo de helio-4 es estable, y, por tanto, no es radiactivo, pero con el neutrón de alta energía tenemos un problema. Y es que como tiene carga eléctrica neutra (los quarks que lo forman sí tienen carga eléctrica, pero su suma es cero), no puede ser confinado por el campo magnético que retiene al plasma y acaba chocando con las paredes del contenedor, que estarán recubiertas de litio con el objetivo de generar nuevo tritio que se reutilizará en la reacción de fusión.
Si reemplazamos el núcleo de tritio utilizado en la fusión por un núcleo de helio-3 cambiaremos el neutrón de alta energía resultante por un protón, que es más fácil de manejar
Desde el punto de vista de la gestión de los residuos esta estrategia plantea un problema: los neutrones de alta energía pueden chocar con los núcleos de las paredes del contenedor, degradando así el material y volviéndolo radiactivo. Esto implica no solo que sea necesario reemplazar el contenedor cada vez que se haya degradado lo suficiente para que no sea seguro llevar a cabo la fusión nuclear en su interior, con el gasto que conlleva, sino también gestionar los residuos radiactivos resultantes de la interacción de los neutrones de alta energía con los núcleos de las paredes del contenedor.
Los científicos que están trabajando en el proyecto IFMIF-DONES (International Fusion Materials Irradiation Facility-DEMO Oriented NEutron Source) intentan resolver, o, al menos, atenuar este problema. En cualquier caso, plantea un desafío muy inferior al que actualmente nos obliga a enfrentarnos la gestión de los residuos resultantes de la fisión nuclear. Y, por fin, una vez que hemos llegado a este punto entra en acción el auténtico protagonista de este artículo: el helio-3.
Como hemos visto, un núcleo de este isótopo del helio está constituido por dos protones y un neutrón. Si en el proceso de fusión nuclear reemplazamos el núcleo de tritio, que es radiactivo, por un núcleo de helio-3, que no lo es, y somos capaces de recrear las condiciones necesarias para que el núcleo de helio-3 se fusione con el núcleo de deuterio, que tiene un protón y un neutrón, obtendremos un núcleo de helio-4, un protón y se liberará mucha energía.
El resultado de la fusión nuclear entre un núcleo de helio-3 y un núcleo de deuterio es el mismo de la fusión de un núcleo de tritio y un núcleo de deuterio, pero en vez de liberarse un neutrón se libera un protón. Y como esta última partícula tiene carga positiva puede quedar confinada en el interior del campo magnético utilizado para atrapar el plasma ionizado dentro del contenedor, evitando de esta forma que impacte con los núcleos de las paredes y previniendo así su degradación.
Este es el aspecto del toroide que confina el plasma a altísima temperatura dentro de los reactores de fusión nuclear por confinamiento magnético.
Además, la utilización de helio-3 como sustituto del tritio en la fusión nuclear conlleva otra ventaja: si se produjese un accidente por la razón que sea las condiciones necesarias para que tenga lugar la fusión no perdurarían, la reacción se detendría automáticamente y no se liberaría radiactividad porque tanto el helio-3 como el deuterio son isótopos estables del helio y el hidrógeno respectivamente. Y, por esta razón, no son radiactivos.
Introducir el helio-3 en la fusión conlleva ventajas muy importantes, pero también retos que es necesario resolver para hacerla posible
Como veis, la introducción del helio-3 en la ecuación de la fusión nuclear es extraordinariamente interesante, pero plantea dos problemas muy importantes que es necesario resolver. Por un lado, como hemos visto, este gas es muy escaso en la Tierra y su producción industrial a partir de la desintegración radiactiva del tritio es muy cara. Además, la temperatura que debe alcanzar el plasma que contiene los núcleos de helio-3 y deuterio debe ser muy superior a la de por sí monstruosa temperatura del plasma que combina tritio y deuterio. De lo contrario, la fusión no tendrá lugar porque los núcleos no adquirirán la energía cinética necesaria para vencer su repulsión eléctrica natural al permitir que actúe la interacción nuclear fuerte.
La necesidad de manejar temperaturas aún superiores a los doscientos millones de grados Celsius que requiere la fusión con tritio y deuterio representa un reto colosal, de ahí que lo más razonable sea aceptar que la opción más plausible pasa por dominar primero la fusión tritio-deuterio. Y, una vez alcanzado este objetivo y cuando seamos capaces de manejar esas temperaturas tan elevadas con eficacia, podremos pensar en reemplazar el tritio por el helio-3. Eso sí, siempre y cuando antes consigamos hacernos con unas reservas cuantiosas de este último gas. Aquí es donde entra de nuevo en la ecuación la Luna.
Los científicos creen que bajo la superficie del satélite natural de nuestro planeta, a pocos metros de profundidad, se acumulan algo más de un millón de toneladas métricas de helio-3. Este cálculo ha sido efectuado a partir de los datos que recogieron las misiones del programa Apolo que llevó a cabo Estados Unidos durante la década de los años 60 y la primera mitad de la década de los 70 del siglo pasado, y matizado por las medidas que se han llevado a cabo con posterioridad, como las que tomó el satélite Chandrayaan-1 que la Agencia India de Investigación Espacial colocó en órbita polar en torno a la Luna en 2008.
Puede parecer una cantidad enorme de este gas, y lo es, pero no es nada exagerado si tenemos presente que la ausencia de atmósfera y la presencia de un campo magnético mucho más débil que el de la Tierra han provocado que el viento solar lleve casi 4.500 millones de años acumulándolo. Los científicos creen que la Luna se formó entre 30 y 50 millones de años después de la formación del sistema solar, por lo que la datación de los isótopos de las rocas lunares permite estimar que su vida es de algo más de 4.500 millones de años (la de la Tierra es aproximadamente de 4.550 millones de años).
Esta imagen a escala refleja la diferencia de tamaño existente entre la Tierra y la Luna.
El primer desafío que la humanidad tendrá que resolver para apropiarse del helio-3 acumulado en la Luna no es otro que el procesado del regolito lunar, que es la capa poco compacta de suelo y fragmentos de roca que recubre la superficie del satélite. Y es que será necesario procesar 150 millones de toneladas de polvo lunar para obtener tan solo una tonelada de helio-3. Es un reto muy importante, pero, al parecer, según los técnicos se trata de un desafío asumible porque esta concentración es compatible con los procedimientos de minería terrestre de los que disponemos actualmente.
Una vez que hayamos resuelto los problemas derivados de la extracción y el procesado del helio-3 lunar llegará el desafío más complejo: encontrar la forma de transportarlo a la Tierra. Algunas películas, como la estupenda ?Moon? dirigida por Duncan Jones, han tomado esta idea como hilo argumental, pero aún estamos muy lejos de resolver este titánico reto. Además, previamente la fusión nuclear tendrá que alcanzar la viabilidad comercial, y, como hemos visto, tendremos que solventar el problema derivado de la temperatura que requiere la fusión de los núcleos de helio-3 y deuterio. Aun así, numerosos países, como Estados Unidos, China, Rusia, India, Japón o la Unión Europea, están interesados en el helio-3 lunar, lo que nos anima a ser razonablemente optimistas. Y también pacientes.
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