Revista Ciencia
México, D.F., agosto de 1940
Volumen I, número 6

Ciencia aplicada

Todaví­a hoy conocemos muy poco sobre la evolución de la Tierra y de los astros, y por eso la distribución de los elementos en el cosmos es un enigma. Es decir, se sabe por investigaciones quí­micas y espectrográficas, qué porcentaje aproximado corresponde a cada uno de los elementos, pero la razón, de esto y las relaciones genéticas no están suficientemente conocidas.

Hasta hace poco era absolutamente imposible explicar el proceso de la evolución de los elementos, ya que sólo se conocí­an procesos de desintegración radioactivos.

Hoy se sabe, por experimentos de desintegración de los átomos, que también son posibles procesos de sí­ntesis, mediante los cuales se pasa de átomos ligeros a otros más pesados. También se sabe por estas investigaciones algo sobre las condiciones de estabilidad, de modo que los procesos de evolución y degeneración no pertenecen ya a -un campo inaccesible.

Es sabido que los elementos están construidos de una mezcla primitiva de protones y neutrones. Se conocen también en parte las leyes que regulan la sí­ntesis de los elementos más ligeros hasta el boro.

Se trata sobre todo de una construcción por medio de protones térmicamente acelerados. Especialmente el proceso de la formación de helio desempeñó gran papel en el balance térmico en el interior de los astros.

Al considerar la relación entre las cantidades de los diversos átomos es menester tomar encuenta, que los átomos ahora existentes en el cosmos, sólo son restos de las especies más estables formadas en el proceso original.

Además de éstos se formaron seguramente otros inestables, que ya no existen. Esto lo demuestra el hecho de que en el laboratorio es posible obtener isótopos inestables, que no existen en la naturaleza.

Pero hoy existen todaví­a elementos más o menos inestables, los elementos radioactivos, que originan en el curso de las edades geológicas considerables variaciones de las cantidades relativas de los elementos.

En la tabla adjunta se representa la abundancia de los diversos elementos; se ha tomado como unidad el silicio y los números corresponden al número de los átomos que existe de cada elemento por diez mil de silicio. Observamos el hecho desconcertante, de que en el cosmos el helio, tan raro y tan precioso, es 90 veces más abundante que el corriente silicio. Esto se relaciona con la mayor estabilidad del helio en comparación con todos los elementos. El helio una vez formado sólo se puede descomponer por explosiones muy energéticas, que probablemente aun en el cosmos son raras.

Un átomo de helio está constituí­do por dos neutrones y dos protones. Al formarse el helio a partir de estos dos componentes se libera una energí­a de 28 millones de voltios-electrón que corresponde a 4,3 × 10⁵ ergios. Y es necesario emplear esta energí­a para romper el núcleo del helio. Referida a un mol de helio esta energí­a corresponde a 2,65 × 10¹⁹ ergios, lo que aun para procesos cósmicos es muy grande.

El helio, como ya sabemos, puede formarse a partir de sus componentes primitivos en un proceso exotérmico. Así­ es que podemos suponer, que este proceso aconteció con frecuencia al crearse el mundo y que el calor liberado desempeñó gran papel en la formación ulterior del mismo. Desgraciadamente no es posible calcular este proceso con exactitud, porque desconocemos también la distribución de los constituyentes primarios y las condiciones térmicas en el interior de los astros.

En el laboratorio es posible obtener helio a partir de sus componentes, aunque hasta ahora con muy escaso rendimiento. De acuerdo con nuestros conocimientos el proceso de la desintegración del litio con protones que según esta ecuación ₃Li⁷ + ₂H¹ -> 2₂He⁴ produce dos átomos de helio, deberí­a ser el más adecuado para una fabricación artificial del helio.

Además del helio primitivo que no puede desaparecer, sino por difusión, existe en la naturaleza helio, continuamente creado por procesos radioactivos, que todaví­a hoy están en actividad. Todas las sustancias radioactivas, que emiten partí­culas a suministran helio, ya que las partí­culas a no son más que núcleos de helio en movimiento.

Por esto, conociendo la cantidad de sustancias radioactivas, que emiten partí­culas α, conocemos también la cantidad de helio, p. ej. producido anualmente, ya que se conoce el número de partí­culas α a que emite cada sustancia.

Podemos limitarnos a las series uranio-radio y torio ya que las sustancias de la serie actiniono contribuyen apreciablemente a la producción a causa de su poca abundancia.

Sabemos que el contenido medio de uranio en la corteza terrestre es de 6,7 × 10^-6 g por gramo de mineral y el de torio es de 2,2 veces mayor. (La relación entre uranio y torio es de una rara constancia, aprox. igual a la relación entre sus semiperí­odos).

Pero no es posible suponer que esta concentración de elementos radioactivos sea constante en toda la Tierra, porque esto producirí­a un aumento continuo en la temperatura de la misma. Para ser congruentes con las condiciones reales de temperatura, es necesario suponer que los elementos radioactivos sólo se encuentran en una capa de aproximadamente 20 Km de profundidad y que el núcleo sólo está formado por elementos inactivos.

De estos supuestos resulta para la cantidad total de uranio en la Tierra el valor 32,8 × 10¹⁹ g y de torio 72,8 × 10¹⁹ g.

De un gramo de uranio en equilibrio con sus productos de desintegración (8 productos emisores de partí­culas a) se producen por año 3,14 × 10¹² átomos/a = 1,16 × 10^-7 cm³/a helio, de un gramo de torio (6 emisores de partí­culas)

6,58 × 10¹¹ átomos/a . 2,43 × 10^-8 cm³/a.

Por lo tanto se produce, de la cantidad total de uranio y torio 55,5 × 10⁶ m³/a, una cantidad considerable si se toma en cuenta la edad de la Tierra.

Si todas las otras condiciones son iguales, es decir, igual porcentaje de sustancias radioactivas e iguales condiciones tectónicas, se debe esperar, que sea mayor la riqueza de helio de un mineral, mientras mayor sea su edad geológica. Pero, es claro, que no todo el helio formado permanece en la corteza de la Tierra. Se sabe por investigaciones geofí­sicas, que 30-60 por 100 escapa a la atmósfera.

Este helio deberí­a encontrarse en la atmósfera; sin embargo, la cantidad que se halla en ella es demasiado pequeña No obstante puede darse una explicación sencilla: el helio, dada su gran ligereza, puede emigrar a las capas superiores de la atmósfera.

Las investigaciones han demostrado que la proporción de helio se mantiene aproximadamente constante hasta una altura de 20 Km; pero de ahí­ en adelante aumenta notablemente; p. ej., a 21 Km de altura aumenta un 8 por 100.

Esto está relacionado con el hecho de que en las capas bajas varí­a gradualmente la temperatura, lo que origina la mezcla de los gases, mientras que más arriba hay una capa de temperatura constante (-53′) en la que la distribución de los gases está determinada sólo por la difusión. Es natural que allá los gases más ligeros existan en mayor proporción.

Hasta hace poco tiempo no se pudieron llevar a cabo investigaciones más precisas de estas capas superiores por medio de globos no tripulados que sólo llevan aparatos de registro. Pero aun éstos no han logrado subir más de 32 Km.

Muy interesante es el aparato con que se ha investigado el contenido de helio en capas altas. Este aparato de Paneth y Glí¼ckauf consta de un globo provisto de un paracaí­das, que lleva por su parte el frasco de vidrio vací­o, que sirve para recoger la muestra de aire en la altura máxima. El globo sólo puede subir hasta una altura determinada en donde explota. En este momento se rompe un cuello delgado del frasco, de modo que pueda entrar aire por algunos segundos. Instantáneamente se establece una corriente eléctrica que funde cera y ésta tapa el frasco. Estas mediciones se han iniciado recientemente, pero prometen muy interesantes resultados, también en lo que se refiere al contenido de helio, pues deben dar la cantidad originada en los procesos radioactivos, ya que el helio original probablemente se ha escapado totalmente de la atmósfera, lo mismo que el hidrógeno, que como se sabe no existe en nuestra atmósfera. P. ej. los astros más pequeños que la Tierra, como la Luna, no tienen atmósfera gaseosa, mientras los más pesados tienen también hidrógeno y helio en su atmósfera.

Más que el helio de la atmósfera debe interesarnos su localización en la Tierra para poder utilizarlo antes que desaparezca en los espacios cósmicos.

Hay en la naturaleza dos tipos de localidades, en los cuales existe helio. Se encuentra helio fácilmente accesible en los manantiales, en algunos de ellos en gran proporción, hasta 10 por 100. A pesar de que este helio se pueda captar sin grandes instalaciones, no se aprovecha, porque la cantidad total de gases que escapan es apenas una fracción de m³ por dí­a. En los manantiales cuyos gases tienen helio, siempre se encuentran también sustancias radioactivas en una cantidad que aproximadamente guarda una relación teórica con el contenido en helio.

De mayor importancia para el aprovechamiento del helio son los gases naturales, que lo contienen y que se encuentran asociados con los yacimientos de petróleo. Ya que en éstos, aunque el porcentaje de helio es menor, el rendimiento de gases es muy grande. P. ej. el yacimiento de petróleo en Texas, con 0,9 por 100 de helio, suministra 1000 m³ por dí­a, los de Amarillo, con 1,8 por 100, 5 000 m³ diarios. En Utah Harley Donie hay un yacimiento hasta con 7 por 100 y en Model Dome., en Colorado uno con 9 por 100 de helio.

En general, el. porcentaje de helio es menor de 1 por 100 y se aprovechan industrialmente yacimientos de 0,3 por 100 cuando el rendimiento total de gases es grande.