En los discos protoplanetarios, el agua es prácticamente omnipresente. Estudios recientes sobre el contenido de agua de los primeros sistemas planetarios como el nuestro muestran que el agua es una molécula abundante y ubicua, originalmente sintetizada en la superficie de pequeños granos de polvo interestelar mediante la hidrogenación de oxígeno congelado, informa la revista Elements. En la nube molecular de la que surgirá un nuevo sistema planetario, el oxígeno se adhiere y se congela a los granos de polvo que encuentra. Una vez que una molécula de hidrógeno se cruza con este oxígeno congelado, se forma hielo de agua.
La reacción puede producir dos tipos de agua: agua ordinaria, compuesta de oxígeno e hidrógeno, o agua pesada, compuesta de oxígeno y deuterio, un isótopo de hidrógeno con un protón y un neutrón en el núcleo. La formación de hielo de agua alrededor de los granos de polvo es la primera etapa de un proceso que los investigadores llaman “fase fría”. Con el tiempo, la materia se acumula en el centro de la nebulosa y comienza a actuar la fuerza gravitacional. A medida que aumentan las temperaturas alrededor del centro (un área que los expertos llaman corino caliente), el hielo se convierte en vapor de agua. El agua se convierte en la molécula más abundante en esta zona.
“Una corina caliente típica contiene aproximadamente 10.000 veces más agua que los océanos de la Tierra”, escriben los dos autores, Cecilia Ceccarelli, astrónoma italiana del Instituto de Ciencias Planetarias y Astrofísica de Grenoble, Francia, y Fujun Du, astrónomo de la Montaña Púrpura. Observatorio en Nanjing, China. Esta etapa de sublimación del hielo en vapor es la segunda fase del proceso, que los investigadores llaman “fase de protoestrella”.
Esta protoestrella aún no ha iniciado su reacción de fusión, pero sí comienza a girar; el gas y el polvo que lo rodea forman el llamado disco protoplanetario, del que se originarán diversos objetos de este nuevo sistema. La joven estrella sigue ganando masa pero produce poco calor; El disco protoplanetario todavía está frío.
Luego comienza la tercera fase del proceso: el vapor de agua formado en la segunda fase se recondensa en las partes más frías del disco protoplanetario; Los granos de polvo vuelven a estar cubiertos de mantos helados. A partir de estos granos de polvo, rodeados de agua helada, se va formando poco a poco un sistema planetario: aparecen planetas, cometas y asteroides que orbitan alrededor de su estrella. Así surgió la Tierra.
Por tanto, la síntesis de agua se produce en dos momentos en el tiempo, en condiciones diferentes: la primera vez, cuando el sistema aún es una nube fría, la segunda, cuando se está formando un disco protoplanetario. En nuestro sistema solar, la edad del agua formada como resultado de la primera síntesis es de 4.500 millones de años. Para determinar la edad del agua de la Tierra, es necesario determinar cuánta de esta agua terminó en la Tierra.
Los investigadores señalan que la proporción de isótopos de hidrógeno es fundamental para comprender el origen del agua en los cuerpos planetarios. Durante la fase fría, la temperatura es extremadamente baja, lo que provoca un fenómeno llamado superdeuteración. En estas condiciones, entra más deuterio en el hielo de agua.
En el momento del nacimiento del Universo, unos segundos después del Big Bang, la cantidad de deuterio era muy pequeña: sólo un átomo de deuterio por cada 100.000 átomos de hidrógeno estándar (o protio). Pero en la corina caliente, debido a la superdeuteración que la precede, la abundancia no sigue este patrón. “En los korynes calientes, la relación HDO/H2O es sólo ligeramente inferior a 1:100. [La abundancia de agua doblemente deuterada, D2O, es 1/1000 de la del H2O, o aproximadamente 107 veces mayor de lo que se podría predecir a partir del elemento D relación de abundancia /H]”, dicen los autores del estudio.
Los investigadores demostraron que la abundancia de agua pesada es una característica de la primera síntesis. Para saber cuánta de esta agua llegó a la Tierra, compararon los valores de la relación entre agua pesada y agua normal, HDO/H2O, en la Tierra con valores en los puntos críticos de Corino en otros sistemas emergentes. Estudios anteriores han demostrado que esta relación es unas diez veces mayor que la relación elemental D/H en el Universo y, por tanto, en el nacimiento del Sistema Solar.
Los investigadores estiman que entre el 1% y el 50% del agua de la Tierra proviene de la fase temprana del nacimiento del sistema solar, por lo que gran parte de nuestra agua tiene 4.500 millones de años. Esta agua “probablemente se hereda” de planetesimales, no de cometas.
El deuterio en la energía nuclear
El deuterio es un isótopo pesado del hidrógeno. La cantidad de deuterio en el agua potable es insignificante: unos 150 átomos por cada millón de átomos de hidrógeno. El agua de deuterio, también conocida como agua pesada, se utiliza en la industria nuclear como moderador de neutrones rápidos y refrigerante. El deuterio se aísla de varias formas: mediante electrólisis, rectificación de hidrógeno líquido o compuestos que contienen hidrógeno. En la producción de agua pesada participan fábricas enteras que, para obtener una alta concentración de deuterio, evaporan cientos de toneladas de agua en determinadas condiciones. Para obtener agua pesada tóxica, el deuterio debe concentrarse varios miles de veces.
Japón recibió el “primer plasma” en el reactor termonuclear más grande del mundo, JT-60SA, estos experimentos en JT-60SA prepararán mejor el lanzamiento del reactor en Francia. En etapas posteriores, las trayectorias de estos reactores divergirán. El reactor japonés sólo puede funcionar con combustible de deuterio, mientras que el reactor ITER eventualmente podrá cambiar a combustible de deuterio-tritio más eficiente. Sin embargo, los experimentos con el JT-60SA permitirán a los japoneses desarrollar su propia central de energía de fusión, el Proyecto DEMO, que pretenden construir hasta 2050. Mientras tanto, la industria está en manos de los chinos, cuyos reactores termonucleares experimentales calientan el plasma a temperaturas superiores a 100 millones de °C durante cientos de segundos.
Hoy en día, en muchos países del mundo se llevan a cabo investigaciones y experimentos para poner la fusión termonuclear al servicio de la energía y desarrollar un modelo de reactor termonuclear industrial. Lamentablemente, estos planes tropiezan con muchos problemas técnicos y científicos. Uno de ellos es la absorción de hidrógeno por la pared interior del reactor. Por primera vez en el mundo, la Universidad Nacional de Investigación MEPhI desarrolló un modelo matemático diseñado para ayudar a resolver este problema.
El corazón de un reactor termonuclear es una cámara en la que arde plasma caliente: se produce el proceso de síntesis de átomos de helio a partir de átomos de hidrógeno. Los campos magnéticos impiden que el plasma en llamas entre en contacto con la superficie de la cámara, pero, lamentablemente, es imposible eliminar por completo la interacción del plasma y las paredes del reactor.
Pequeños “aerosoles” de plasma caliente pueden golpear la pared, eliminando pequeños fragmentos y partículas, a veces literalmente átomos individuales. Estas partículas que se desprenden de la pared primero vuelan alrededor de la cámara del reactor durante un tiempo y luego vuelven a depositarse en la pared. El problema, sin embargo, ni siquiera es éste, sino que las partículas se desprenden de la superficie, se sedimentan y llevan consigo átomos del gas de trabajo del plasma, y se trata de diferentes isótopos de hidrógeno.
Este proceso se llama codeposición, es decir, la deposición conjunta de partículas de tungsteno e hidrógeno sobre la superficie. Como resultado, crece una película saturada de hidrógeno en la superficie de la cámara de instalación termonuclear. Es este mecanismo el responsable de la mayor parte de la acumulación de hidrógeno en la cámara.
Esto es malo por tres razones. En primer lugar, el gas de trabajo de un reactor termonuclear contiene un isótopo radiactivo de hidrógeno: el tritio. Su acumulación en la pared del reactor puede crear riesgos para la seguridad radiológica. En segundo lugar, el tritio es una materia prima muy cara y, si se pierde durante el proceso de trabajo, esto afecta negativamente a la economía del reactor de fusión.
En tercer lugar, en el momento de las descargas de plasma, la superficie se calentará y el hidrógeno absorbido se liberará, y esto ya afectará a la propia reacción termonuclear. Cualquier hidrógeno que se libere de la pared del reactor estará frío en comparación con el plasma. La energía del plasma en el reactor, medida en voltios eléctricos, será aproximadamente 100.000 veces mayor que la energía del hidrógeno liberado de la pared. Y el hidrógeno frío puede afectar negativamente a la combustión del plasma.
La cuestión más importante que se está resolviendo hoy en el marco del proyecto internacional del reactor termonuclear ITER es predecir la acumulación de hidrógeno en las paredes del reactor, y esto, a su vez, es necesario, por ejemplo, para saber cómo A menudo será necesario “desinfectar” las paredes del hidrógeno acumulado. Stepan Krat, investigador principal del Departamento de Física del Plasma de la Universidad Nacional de Investigación Nuclear “MEPhI”, fue el autor del primer modelo matemático del mundo del proceso de acumulación de hidrógeno en la superficie de un reactor termonuclear.
Uno de los puntos importantes de la teoría propuesta es que examina el comportamiento de diferentes isótopos del hidrógeno en este proceso. Los reactores de fusión de energía propuestos (incluido el ITER) utilizarán una mezcla de dos isótopos de hidrógeno: deuterio y tritio. La gravedad específica de estos dos gases es diferente (el tritio es más pesado). Stepan Krat y sus colegas fueron los primeros en plantear la hipótesis de que los parámetros de los procesos de coprecipitación del deuterio y el tritio serán diferentes entre sí, y que la situación de una mezcla de estos dos gases obedecerá al tercer conjunto de parámetros.
El modelo teórico propuesto describe el caso de una mezcla de dos o más isótopos de hidrógeno y muestra que los mecanismos de su absorción por las paredes del reactor obedecen a patrones complejos no lineales, que dependen de muchos factores. Los resultados de la simulación se publicaron en el Journal of Nuclear Materials (link is external). Además de Stepan Krat, los coautores de la publicación fueron los empleados de la Universidad Nacional de Investigación Nuclear, MEPhI Yuri Gasparyan y Alexander Prishvitsyn. Después de su publicación, la hipótesis de Stepan Krat fue probada experimentalmente en la Universidad Nacional de Investigación Nuclear MEPhI con una mezcla de dos isótopos no radiactivos de hidrógeno: el deuterio y el protio.