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PRESENTACIÓN GENERAL
Miguel Ángel Blesa
Gerencia de Química, Comisión Nacional de Energía Atómica
Instituto de Investigación e Ingeniería Ambiental, Universidad Nacional de San Martín
Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas
El planeta Tierra
La masa de la Tierra es de 6´1027 g y tiene un diámetro aproximado de 12.700 km. La Figura 1 muestra un corte de la Tierra (no incluye los océanos ni la atmósfera).
Figura 1. Corte esquemático de la Tierra. A la derecha se muestran valores aproximados de la temperatura.1. Corteza continental; 2. Corteza oceánica; 3. Manto superior; 4. Manto inferior; 5. Núcleo externo; 6. Núcleo interno. A: Discontinuidad de Mohorovi?i?; B: Discontinuidad de Gutenberg; C: Discontinuidad de Lehmann
Estructura de la Tierra
Corteza: La parte continental está compuesta de rocas félsicas, como el granito, que se forma con minerales que son sílicoaluminatos de sodio y potasio. La parte oceánica está compuesta de rocas máficas, como el basalto, que se forma con minerales que son silicatos de hierro y magnesio.
Manto: Está compuesto por rocas ultramáficas que, en comparación con las rocas máficas están enriquecidas en magnesio y en hierro. El manto es sólido, pero tiene una cierta fluidez (en escalas de tiempo geológicas). La parte superior del manto compone junto con la corteza la litosfera. La parte inferior del manto superior se denomina astenósfera, y tiene propiedades mecánicas diferentes. En la litosfera, el manto está formado por placas tectónicas, que pueden desplazarse con diversos tipos de movimientos.
La Figura muestra las placas tectónicas, tal como se las conoce hoy.
Núcleo exterior: está formado por metal líquido, fundamentalmente hierro, y también níquel.
Núcleo interior: tiene una composición química similar al núcleo exterior, pero es sólido. Se forma del anterior, por solidificación, lo que libera calor.
Resulta claro que el interior de la Tierra está muy caliente, y que por lo tanto debe haber un flujo muy importante de calor desde el interior hacia la superficie. En efecto, cada segundo llega a la superficie terrestre una energía igual a 4,2 × 1012 J (la potencia es 4,2 × 1012 W). En comparación, el hombre consume una potencia de 1,5 × 1012 W, menos de un tercio de la que llega desde el interior de la Tierra.
¿De dónde viene esa energía? La gran mayoría (del orden del 80%) proviene del decaimiento radiactivo del 232Th, 238U y 40K (en menor medida, también contribuye el 235U). El resto proviene de fenómenos físicos, como el efecto de las fuerzas gravitacionales, y la solidificación del núcleo exterior.
Entre la superficie sólida o líquida del planeta y el espacio exterior se encuentra una delgada capa gaseosa, la atmosfera. La masa total de la atmósfera es 5× 1018 kg. De esta masa, 75% se concentra en los primeros 10 km (tropósfera). La Figura 2 muestra las distintas regiones de la atmósfera. Adviértase que el espesor está groseramente exagerado en comparación con el diámetro de la Tierra (12.700 km).
Figura 2. Las capas de la atmósfera.
La Figura 3 muestra cómo varía la densidad de la atmósfera con la altura. Ya a nivel del mar (altura 0) esa densidad es muy inferior a la del planeta (del orden de 2 g/cm3 en la corteza, y del orden de 5 g/cm3 en promedio general). Como la escala vertical es logarítmica, la densidad disminuye tres órdenes de magnitud (1000 veces) entre las rayas gruesas.
La Figura 3 también muestra cómo varía la temperatura con la altitud. Puede verse que en la troposfera la temperatura disminuye, para hacer una pausa y ascender en la estratósfera. En la mesosfera vuelve a disminuir, para volver a aumentar fuertemente en la termosfera.
Figura 3. Variación de la densidad (en azul, escala en el eje vertical izquierdo) y de la temperatura (en verde, escala en el eje vertical derecho) en la atmósfera.
Puede observarse que la temperatura disminuye con la altura en la tropósfera (primeros 10 km), lo que indica que la Tierra disipa energía desde la superficie hacia la atmósfera. La tendencia se revierte en la estratósfera (hasta 50 km), para volver a disminuir en la mesosfera, y finalmente aumentar fuertemente en la termosfera. Debe advertirse que la noción de temperatura en estas últimas capas está definida por la energía cinética (velocidad) de las pocas moléculas, átomos o iones presentes en ella.
Queda claro que el perfil de la Figura 3 depende de la energía que emana desde la superficie terrestre, pero también de la energía que llega desde el Sol.
El Sol tiene un diámetro 100 veces mayor que la Tierra, y una masa 300.000 veces mayor. Se encuentra a 1,5´108 km de la Tierra. Su temperatura en el centro es del orden de 1,4´107 K, y en la superficie es de 5,8´103 K. El Sol es un gigantesco reactor nuclear de fusión. Nuestras Centrales Nucleoeléctricas, como Atucha y Embalse, generan energía por fisión; el intento de generar energía por fusión en nuestro planeta hasta ahora sólo han alcanzado modestísimos logros (mantener la reacción durante una fracción infinitesimal de segundo).
Los reactores de fusión aprovechan la energía liberada en el decaimiento del 235U y otros isótopos vecinos. Es la misma fuente que mantiene naturalmente caliente a la Tierra. El proceso de fusión, por el contrario, libera la energía generada en la fusión de núcleos de átomos de hidrógeno, para formar helio:
4 1H ® 4He
El sol procesa del orden de 6,2´1014 g de hidrógeno por segundo. Del orden del 7 por mil de ese valor se liberan en forma de energía radiante, 3,8´1026 W. Este valor es casi 1016 veces mayor que la energía liberada desde el interior de Tierra por fisión. La energía es emitida desde el interior del Sol en forma de fotones de alta energía. En su recorrido a través del Sol, esos fotones son absorbidos y re-emitidos muchas veces, y en cada paso su energía va disminuyendo, de manera que la forma más característica de radiar energía al espacio exterior es como luz visible.
La Figura 4 muestra un esquema del Sol.
1. Núcleo2. Zona radiativa
3. Zona convectiva
4. Fotosfera
5. Cromosfera
6. Corona
7. Manchas solares
8. Gránulos
9. Erupción
Figura 4. Esquema del Sol.
La radiación enviada desde el Sol al espacio exterior es de 60 MW/m2 en forma de fotones de radiación electromagnética (luz visible, infrarroja, ultravioleta y otras longitudes de onda). A la superficie exterior de la atmósfera terrestre llegan 1,37 kW/m2, ya que la Tierra cubre el 0,002% de la superficie total de la esfera que rodea al Sol a la distancia de la Tierra. Este valor se conoce como constante solar. Si se hace un promedio de la radiación que llega perpendicularmente, y en diversos ángulos, y se tiene en cuenta la zona oscura, se llega a un promedio de 340 W/m2. La radiación total que entra en la atmósfera es 1,74´1017 W. En la atmósfera esa radiación es atenuada, y raramente llega a la superficie más de 1 kW/m2. Como dato comparativo, la potencia eléctrica instalada en la Argentina en 2008 era de 2,5´107 kW. Eso significa que la potencia que llega del Sol al mediodía a un cuadrado de 10 km ´ 10 km en la Puna es similar a la potencia eléctrica total instalada en la Argentina. El consumo total de electricidad, a la hora pico, equivale a la energía solar recibida en 16 km2 al mediodía solar.
Si se compara la potencia que llega a la parte superior de la atmósfera desde el Sol con la que emite la superficie de la Tierra hacia la troposfera, se advierte que la primera es aproximadamente 50.000 mayor. Si esa energía fuera trasmitida por la atmósfera, la superficie terrestre se calentaría mucho (además, llegarían fotones de alta energía, dañinos para la vida). La atmósfera juega el papel central en mantener el balance energético de la superficie terrestre, ya que regula la emisión desde la superficie, y la llegada desde el Sol.
Radiación electromagnética
Tanto en el Sol como en el interior de la Tierra, los fenómenos nucleares generan energía en forma de rayos g. Estos rayos son una forma de radiación electromagnética, de muy pequeña longitud de onda.
La radiación electromagnética puede describirse como una perturbación que se propaga en el espacio, caracterizada por un vector eléctrico E y uno magnético B, como se muestra en la Figura 5.
Figura 5. La radiación electromagnética.
Una magnitud fundamental para caracterizar a la radiación electromagnética es la longitud de onda l (medida en cm), o lo que es equivalente, su frecuencia n (medida en s-1). Amabas magnitudes son inversamente proporcionales; la constante de proporcionalidad es la velocidad de la luz (medida en cm/s):
n = c/l
El espectro electromagnético es el conjunto de radiaciones cuyas longitudes de onda van desde menos de 10-13 cm, hasta más de 1 km. La Figura 6 muestra el espectro electromagnético.
Figura 6. El espectro electromagnético.
Si bien la radiación electromagnética es una onda que se propaga, también tiene características de partículas. Esas partículas son los fotones, y es posible ver a la energía electromagnética como paquetes de fotones que viajan. La energía E de un fotón es proporcional a la frecuencia (o inversamente proporcional a la longitud de onda); la constante de proporcionalidad es la constante de Planck, h = 6,63´10-34 J s:
E = hn = h(c/l)
La energía total de un haz de radiación depende pues del número de fotones (Intensidad) y de la longitud de onda.
Dijimos que en el interior del Sol se producían fotones de muy alta energía, que se van absorbiendo y re-emitiendo, hasta que emergían del Sol muy enriquecidos en luz visible. También la atmósfera actúa como filtro de la radiación de alta energía, como veremos más adelante.
La Figura 7 muestra el espectro solar, es decir la importancia relativa de la radiación de distintas longitudes de onda que llega a la atmósfera y a la superficie terrestre.
Figura 7. El espectro solar. En amarillo, la radiación que llega a la superficie exterior de la atmósfera. En rojo, la radiación que llega a la superficie. Adviértase que la cantidad de radiación ultravioleta decrece drásticamente por pasaje a través de la atmósfera. Adviértase también la absorción de radiación infrarroja por el agua y por el dióxido de carbono, los dos principales gases de efecto invernadero.
Balance energético en la Tierra
En total, la potencia que entra en la atmósfera es prácticamente idéntica a la que llega desde el Sol, 1,74´1017 W. Como ya se dijo, la energía que viene del interior es mucho menor. Por supuesto, en superficie, la contribución de la energía geotérmica es mayor.
Para mantener el balance, la Tierra debe re-emitir al espacio 1,74´1017 W. La Figura 8 muestra las formas de devolución de la energía al espacio. El 30% es reflejada (se dice que el albedo de la Tierra es 0,3). El resto es absorbido para ser re-emitido después; en el proceso, cambia la longitud de onda. Como se dijo, la radiación que llega tiene un importante componente de radiación visible, mientras que la radiación re-emitida es fundamentalmente radiación infrarroja, de mayor longitud de onda.
Figura 8. Balance energético de la Tierra.
Puede visualizarse entonces a nuestro planeta como una gran máquina, que se alimenta de luz esencialmente visible, la usa para mover el ciclo hidrológico y para producir biomasa, y devuelve la radiación menos útil, que es de mayor longitud de onda, en forma de radiación infrarroja.
Todo el comportamiento de la atmósfera depende crucialmente de la energía disipada en ella. De allí que la quema de combustibles fósiles pueda alterar notablemente dicho comportamiento: la incorporación de cantidades adicionales significativas de dióxido de carbono puede producir una notable absorción adicional de energía, la que influye fuertemente en la meteorología. Puede alterarse el ciclo hidrológico, con efectos que se pueden sumar a los del dióxido de carbono: si aumenta la humedad, aumenta el contenido del principal gas de efecto invernadero (el agua).[1]La actividad antrópica, además, libera a la atmósfera otros gases cuyo efecto se suma a los del agua y del dióxido de carbono, como el metano (CH4) y los óxidos de nitrógeno. Estos gases absorben radiación infrarroja en otras longitudes de onda, y por lo tanto su efecto puede ser muy importante (ver Figura 7).
Por otro lado, como ya se mencionó en la Introducción General, existe una correlación entre el Índice de Desarrollo Humano y el consumo de energía por capita. Limitar el consumo de energía tendría entonces consecuencias sociales, políticas y económicas muy marcadas.
En el año del Bicentenario nos encontramos ante esta encrucijada, referida a cuánta energía podemos usar sin alterar el funcionamiento global del planeta. Sin duda el problema es global, y no será resuelto desde la Argentina, pero las medidas que se tomen globalmente sin duda nos afectarán.
Está claro que el Cambio Climático Global está influido por la emisión de gases de efecto invernadero.[2] Por lo tanto, las medidas para paliar la emisión de estos gases son cruciales. En esta entrega discutiremos algunos de los aspectos vinculados con el impacto ambiental de la generación de energía.
[1] Hasta ahora, no se ha demostrado un aumento de la humedad relativa ambiente promedio.[2] El cambio climático global también responde a factores que no son antropogénicos, como cambios en la actividad solar.