Page 34 - A. Doadrio: Quimica Inorganica
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En la Tierra, de forma natural, solo se puede alcanzar el estado de plasma del
hidrógeno en un cierto lapso de tiempo muy breve, como en los rayos o en la aurora
boreal, pero a la temperatura de nuestro planeta (15 C de media), no se alcanza nunca.
Sin embargo, en el Sol, sí que se produce la suficiente temperatura para que el
hidrógeno atómico esté en estado plasmático. En el núcleo del Sol (donde se encuentra
el 1H), la temperatura llega hasta unos 15 millones K, con presiones de unas 100.000
millones de atmósferas. En esas condiciones, el hidrógeno atómico en estado de plasma,
origina reacciones de fusión, en las que los átomos de hidrógeno se transforman en
helio, produciéndose así, la energía que irradia. De esta manera, dos átomos de protio
(1H) se transforman en uno de deuterio (2H) y este último al chocar con otro átomo de
protio 1H, se convierte en 3He. Dos átomos de 3He dan lugar al 4He estable y a dos átomos
de protio 1H (figura 2.2). En la reacción total se queman cuatro 1H, ya que se recuperan
dos de los seis átomos de 1H que reaccionan para formar los dos átomos de 3He. Además,
se producen positrones, neutrinos y energía.
Figura 2.2. Representación esquemática de las reacciones de fusión en el Sol.
Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que
seguirá unos 5.000 millones de años más, quemando hidrógeno de manera estable. Para
entonces, habrá consumido alrededor del 10% de hidrógeno del que contiene su núcleo
34| CAPÍTULO 2: HIDRÓGENO
hidrógeno en un cierto lapso de tiempo muy breve, como en los rayos o en la aurora
boreal, pero a la temperatura de nuestro planeta (15 C de media), no se alcanza nunca.
Sin embargo, en el Sol, sí que se produce la suficiente temperatura para que el
hidrógeno atómico esté en estado plasmático. En el núcleo del Sol (donde se encuentra
el 1H), la temperatura llega hasta unos 15 millones K, con presiones de unas 100.000
millones de atmósferas. En esas condiciones, el hidrógeno atómico en estado de plasma,
origina reacciones de fusión, en las que los átomos de hidrógeno se transforman en
helio, produciéndose así, la energía que irradia. De esta manera, dos átomos de protio
(1H) se transforman en uno de deuterio (2H) y este último al chocar con otro átomo de
protio 1H, se convierte en 3He. Dos átomos de 3He dan lugar al 4He estable y a dos átomos
de protio 1H (figura 2.2). En la reacción total se queman cuatro 1H, ya que se recuperan
dos de los seis átomos de 1H que reaccionan para formar los dos átomos de 3He. Además,
se producen positrones, neutrinos y energía.
Figura 2.2. Representación esquemática de las reacciones de fusión en el Sol.
Actualmente, el Sol se encuentra en plena secuencia principal, fase en la que
seguirá unos 5.000 millones de años más, quemando hidrógeno de manera estable. Para
entonces, habrá consumido alrededor del 10% de hidrógeno del que contiene su núcleo
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