Els empèdocles moderns – Jules Janssen (1868) i l’element 2 (He) – heli (nilnilbii, Nnb)

Empèdocles explica les interaccions entre els quatre elements (o quatre arrels) de la matèria a través del dualisme entre l’atracció (φιλότης) i la repulsió (νείκος). Però, tal com ho interpreta Aristòtil, a la llum de la tradició filosòfica anterior, també els quatre elements emergeixen d’una doble oposició binària. Al tractat conegut com a Περὶ γενέσεως καὶ φθορᾶς (De la generació i la destrucció), Aristòtil estableix la relació entre els quatre elements i les quatre qualitats sensibles (càlid, fred, sec i humit). Aquestes quatre qualitats sensibles formen un parell de contraris: càlid vs. fred i sec vs. humit. En aquest esquema, el foc és primàriament càlid i, secundàriament, sec; l’aire és primàriament humit i, secundàriament, càlid; l’aigua és primàriament freda i, secundàriament, humida; la terra és primàriament seca i, secundàriament, freda. Si les qualitats es combinen, l’oposició càlid-fred, es manifesta de manera seca entre el foc i la terra, i de manera humida entre l’aire i l’aigua; mentre l’oposició sec-humit, es manifesta de manera càlida entre el foc i l’aire, i de manera freda entre la terra i l’aigua. Aquest esquema seria destarotat pels desenvolupaments de l’alquímia i de la química. Però, què se n’ha fet de les dues interaccions empedoclianes, l’atracció i la repulsió? El desplegament de la física conduí a una proliferació d’interaccions, però en les darreres dècades del segle XIX la xifra havia quedat reduïda pràcticament a dues: la interacció electromagnètica (atracció de càrregues elèctriques de diferent signe, i repulsió de càrregues elèctriques del mateix signe) i la interacció gravitatòria (atracció de masses). Les reaccions químiques podien entendre’s en clau electromagnètica, d’acord amb les propietats dels àtoms de la matèria, que combinaven càrregues elèctriques negatives (electrons o càrrega d’escorça) i positives (càrrega nuclear o protons). A partir dels anys 1930, hom comença a estudiar les interaccions nuclears, que expliquen les reaccions nuclears. Hom xifrà les interaccions fonamentals en quatre: l’electromagnètica, la gravitatòria, la nuclear forta i la nuclear feble. La “teoria electrofeble” postula la unificació entre la interacció electromagnètica i la nuclear feble, mentre la “gran teoria unificada” estén la unificació també a la interacció nuclear forta. Una “teoria del tot” seria aquella capaç d’unificar totes quatre interaccions fonamentals. El model Lambda-CDM de parametrització del nostre univers, però, podria incloure elements que quedarien fora tant del model estàndard de la física de partícules com d’una eventual “teoria del tot”. En un sentit ampli, d’acord amb el model Lambda-CDM, no tota la matèria que interactua gravitatòriament ho fa electromagnèticament (o a través de les interaccions nuclears): es parla així d’una matèria “fosca” que ha de complementar la matèria “ordinària” (o bariònica, formada per quarks i leptons), en una relació de 5,3:1. Alhora, l’expansió de l’univers requereix la introducció d’una “energia fosca” que constituiria el 68,3% de l’univers. Aquestes xifres ja ens poden oferir una idea del caràcter marginal de la matèria atòmica en el nostre univers. I, tanmateix, continuarem la nostra sèrie, que ara arriba al número 2.

Representació de les relacions aristotèliques entre els quatre elements i les oposicions càlid-fred i humit-sec

Jules Jannsen i la descoberta de l’heli

Pierre Jules César Janssen (1824-1907), retratat per Jean-Jacques Henner (1829-1905)

Jules Janssen (*París, 22.2.1824) tingué una infantesa marcada per un accident. S’hi sobreposà, i va fer estudis de matemàtiques i físiques a la Facultat de Ciències. En el 1853 començà a ensenyar en el Lycée Charlemagne. En el 1857 participà en una expedició científica a Perú, dedicada a la determinació de l’equador magnètic terrestre. Es doctorà en el 1860, amb la tesi “Sobre l’absorció de la calor radiant obscura en medis oliosos”. La qüestió de l’absorció de la radiació solar, en les diferents longituds d’ona, per part de l’atmosfera i de la superfície terrestres, fou central en les expedicions científiques que realitzà a Itàlia (1861-2) i a Suïssa (1864). En el 1865 aconseguí una plaça de professor de física en l’Escola d’Arquitectura.

Jannsen fou un dels pioners de l’espectroscopia astronòmica. Ja en el 1863, la posà a prova en l’estudi de la Lluna, descartant-hi la presència d’una atmosfera detectable. En el 1867, aplicant la mateixa metodologia, detectà la presència de vapor d’aigua en l’atmosfera marciana. També en el 1867, viatjà a Trani (Pulla) per tal d’aprofitar un eclipsi solar per estudiar l’atmosfera solar. El mateix any participà en una expedició a les Açores per realitzar-hi experiments òptics i magnètics.

L’eclipsi del 18 d’agost del 1868 fou visible a gran part d’Euràsia com a eclipsi parcial. La franja de totalitat passava pel sud d’Aràbia, l’Índia i Indoxina i Indonèsia

Amb motiu de l’eclipsi d’agost del 1868, Janssen viatjà a la localitat índia de Guntur. Aconseguí d’estudiar l’espectre de la corona solar durant la totalitat. La presència de línies espectrals indicava el caràcter gasós de la cromosfera solar i les protuberàncies solars. Janssen no va fer un intent exhaustiu de relacionar cada línia amb un element químic. Temptativament, assumí que una de les línies brillants, corresponent a 587,49 nm, podria correspondre’s al sodi (Na).

Norman Lockyer (*Rugby (Warwickshire, Anglaterra, 17 de maig del 1836). Aficionat a l’astronomia des de jove, emprà el seu telescopi de 6,5 polsades de longitud focal per obtindre dades espectroscòpiques

Norman Lockyer, el 20 d’octubre del 1868, va detectar en un espectre pres dels marges del disc solar, la mateixa línia en la banda groga que hem esmentat abans. Lockyer comprovà que la línia no apareixia ni en els estudis clàssics de Joseph von Fraunhofer (1787-1826) sobre l’espectre òptic del sol, ni en els estudis espectroquímics de Gustav Kirchhoff i de Robert Bunsen. Kirchhoff i Bunsen, a partir del 1859, havien sistematitzat les “línies de Fraunhofer”. Lockyer batejà la línia que havia descobert com a D3, en tant que era propera a les línies ja descrites D1 i D2. Segons Kirchhoff i Bunsen, les línies D1 i D2 es corresponen al sodi. Però la línia D3 no apareixia en l’espectre de flama per a mostres de sodi ni per a cap element conegut, per la qual cosa Lockyer suggerí que la línia D3 havia de correspondre’s a un nou element químic.

En col•laboració amb Edward Frankland (*Lancaster, Anglaterra, 18.1.1825), Lockyer va poder substanciar les implicacions químiques de la línia D3. Com ja havia determinat Janssen, el Sol era dotat d’una capa atmosfèrica. Per explicar la línia espectral, Frankland i Lockyer postularen que la línia D3 era produïda per un gas elemental al qual denominaren “heli” (d’acord amb el mot grec ἥλιος).

Janssen va fer un esforç per tal de poder estudiar l’atmosfera solar sense haver de recórrer als eclipsis, tal com havia fet el mateix Lockyer. De totes maneres, Janssen participaria encara en d’altres estudis d’eclipsis solars en els anys següents: Alger (22.12.1870; en plena guerra francoprussiana, Janssen havia sortit de París en globus, i l’observació finalment fou frustrada pels núvols), Siam (6.4.1875), les Illes Carolines (1883) i Alcossebre (30.8.1905). També participà en expedicions adreçades a l’observació òptima dels dos trànsits de Venus de l’època: el del 9 de desembre del 1874 (que observà des de Nagasaki, Japó, i que va retratar amb un dispositiu fotogràfic de la seva invenció: el revòlver astronòmic) i el del 6 de desembre del 1882 (que observà des d’Orà).

Janssen, pel seu estudi de l’eclipsi solar del 1868, va rebre la distinció de cavaller de la Legió d’Honor. El 1871, deixava definitivament l’Escola d’Arquitectura. Membre de l’Acadèmia de Ciències (1873) i del Bureau des longitudes (1874), en el 1875 participà en la fundació de l’Observatori d’astronomia física de París, instal•lat a Meudon. Ja hem esmentat els seus esforços en la fotografia astronòmica, plasmats en obres com l’Atlas de photographies solaires (1904).

L’estudi espectral del Sol, però, trobava la limitació de les pertorbacions atmosfèriques. Respondre a qüestions com la presència d’oxigen en l’atmosfera solar era difícil, ja que els espectres solars també recullen les “línies tel•lúriques”, és a dir les degudes al pas de la llum solar per l’atmosfera terrestre. Per això proposà la comparació de dades entre observatoris situats a diferents alçades sobre el nivell del mar. En aquest sentit, a partir del 1888, realitzà diverses ascensions al Mont Blanc per fer-hi observacions solars. Hi promogué la construcció d’un observatori astronòmic, inaugurat el setembre del 1893. Pioner de l’astrofísica i de l’astrofotografia, l’insigne heliògraf es moria el 23 de desembre del 1907 a Meudon.

Norman Lockyer és probablement més conegut pel seu paper en la fundació de la revista Nature, en el 1869, de la qual fou editor durant pràcticament tota la vida. Lockyer també participà en expedicions a la percaça d’eclipsis solars, un total de vuit, de les quals destacaren les de Sicília (22.12.1870, on tingué més sort que no pas Janssen a Algèria) i les d’Índia (com la del 12.12.1871 i la del 22.1.1898). En el 1885 esdevingué professor de física astronòmica al Royal College of Science, a South Kensington i dirigí els treballs de l’Observatori de Física Solar. Mantingué aquestes posicions fins a retirar-se, el 1913, si bé a partir de llavors treballà en l’establiment i funcionament d’un observatori a Salcombe Regis (Devon), fins a la seva mort el 16 d’agost del 1920.

La descoberta de l’heli s’havia constituït en una de les fites de l’astrofísica o astroquímica, en tant que aquest element no havia estat detectat prèviament a la Terra. No obstant, en el 1882, Luigi Palmerini (1807-1896) identificà la línia D3 en espectres d’emissió de la lava del Vesuvi.

Des dels temps de Cavendish, hom ja havia provat d’analitzar la composició de l’aire. Essencialment, l’aire atmosfèric és una barreja 4:1 de nitrogen:oxigen. En aquest sentit, en el 1895, John William Strutt, el tercer baró Rayleigh, més conegut senzillament com a Lord Rayleigh, havia remarcat una diferència entre la densitat del nitrogen destil•lat de l’aire (més dens) i la densitat del nitrogen obtingut a través de reaccions químiques (menys dens). Juntament amb Lord Rayleigh, William Ramsay provà d’explicar la discrepància a través de l’existència d’un gas atmosfèric prèviament desconegut. En el marc d’aquesta recerca, en un experiment d’atac amb àcid sulfúric (H2SO4) al mineral descrit com a cleveïta, Ramsay obtingué una barreja de gasos entre els quals, tal com confirmaren Lockyer i William Crookes (1832-1919) hi havia heli. Era la primera vegada que se n’aïllava en el laboratori, i això permeté Ramsay d’estudiar-lo.

La cleveïta havia estat descrita en el 1878 per Adolf Erik Nordenskiöld (1832-1901), que l’havia batejat, en un gest curiós, en honor de Per Teodor Cleve, un col•lega vuit anys més jove que ell, i que era professor de química general i agrícola a Uppsala, des del 1874. Cap el 1895, de manera independent a Ramsay, Cleve i un seu deixeble, Nils Abraham Langlet (1868-1936), van descobrir que la cleveïta, atacada amb àcid, era una font de gas heli. Cleve i Langlet aïllaren prou quantitat d’heli com poder-ne estimar la massa atòmica (Langlet, 1895).

La cleveïta és, en realitat, un tipus d’uraninita (UO2). William Francis Hillebrand (1853-1925) ja havia fet una anàlisi espectral dels gasos emesos en un atac àcid a la uraninita i, si bé va topar amb les línies espectrals de l’heli, va assumir incorrectament que es tractava de línies corresponents al nitrogen.

Més tard, Ramsay va poder descobrir l’argó com el gas responsable de la discrepància remarcada per Lord Rayleigh. L’heli i l’argó eren gasos encara menys reactius que el mateix nitrogen. En aquest sentit, en el 1898, Hugo Erdmann (1862-1910) els batejava com a “Edelgas”, és a dir “gasos nobles”, en analogia als “metalls nobles” i en referència al seu caràcter poc o gens reactiu. Altres químics, els han anomenat “gasos inerts” en el mateix sentit. La llista de “gasos nobles” s’amplià ràpidament, amb la inclusió del kriptó, del neó i del xenó, que en la taula periòdica de Dmitri Mendeleev foren situats com a grup 0 (1902).

Aparentment, és un contrasentit que l’heli sigui identificat com un “gas noble” i que aparegui com a producte de la reacció entre minerals i àcids. Tant la cleveïta com altres uraninites són minerals radioactius. Aquesta radioactivitat mineral o natural fou objecte de diversos estudis, entre el 1899 i el 1900, per part d’investigadors com Ernest Rutherford (llavors a la McGill University, de Montréal) i Paul Villard (de l’École Normale Supérieure, de París). Rutherford identificà tres tipus de radiacions, que designà amb les lletres gregues, alfa, beta i gamma. D’aquestes tres radiacions, la radiació alfa era de la menor capacitat de penetració. En el 1907, Ernest Rutherford i Thomas Royds demostraren que les partícules alfa, de càrrega elèctrica positiva, eren nuclis atòmics d’heli.

Espectre del gas heli. La línia en la banda groga és la més pregona i que la fou identificada originàriament per Janssen el 1868

Mitjançant el refredament a 1 K, Heike Kamerling Onnes (1853-1926) va aconseguir la liqüefacció del gas heli (1908). La solidificació resultà més complexa, i no s’assolí fins el 1926, quan Willem Hendrik Keesom, deixeble d’Onnes, va solidificar 1 cm3 d’heli líquid en augmentar-hi la pressió fins a 25 atmosferes.

L’heli: isòtops i abundància

El llistat d’isòtops coneguts d’heli és el següent:
– heli-2 (2He; massa atòmica de 2,015894 uma). El seu nucli és el diprotó, és a dir que és format per dos protons. Encara que se l’ha observat putativament en el laboratori (Gómez del Campo et al., 2000), no se n’ha pogut determinar la semivida. El nucli 2He seria un estadi transitori que donaria lloc normalment (>99,99%) a 2 protons (1H) o bé (<0,01%) a un nucli de deuteri.
– heli-3 (3He; massa atòmica de 3,0160293191 uma). És un isòtop estable, el nucli del qual (l’helió) és format per dos protons i un neutró (de fet l’heli-3 i l’hidrogen-1 són els únics isòtops estables amb més protons que neutrons). És un isòtop, però, molt poc abundant, amb fraccions molars que van de 4,6•10-10 a 4,1•10-5. Els valors més elevats d’abundància relativa són als estels, on es produeix com a conseqüència de la fusió nuclear. A conseqüència del vent solar, també és present en la superfície d’astres que no tenen camp magnètic. A la Terra, bona part de l’heli-3 és d’origen primari, encara que també hi ha fonts secundàries a través dels raigs còsmics i de la desintegració del triti (hidrogen-3).
– heli-4 (4He; massa atòmica de 4,00260325415 uma). És l’isòtop més comú (l’abundància relativa, a la Terra, és del 99,99986%) de l’heli, i un dels isòtops més abundants de la nucleosíntesi primigènia. Val a dir, que l’heli-4 que es forma a la Terra s’origina bàsicament per la desintegració d’elements químics radioactius. Les partícules alfa (nuclis formats per 2 protons i 2 neutrons) esdevenen gas heli en adquirir dos electrons: com que és un gas molt lleuger, tendeix a escapar gravitatòriament de la Terra.
– heli-5 (5He; 5,01222 uma). És un isòtop molt inestable, amb una semivida de 7•10-22 s, que, per pèrdua d’un neutró, dóna lloc a heli-4.
– heli-6 (6He; 6,0188891 uma). És un isòtop inestable, amb una semivida de 8,067•10-3 segons. El nucli, format per 2 protons i 4 neutrons, es desintegra normalment (99,99%) donant lloc a un nucli de liti-6, encara que minoritàriament pot patir una fissió i donar lloc a heli-4 i a deuteri.
– heli-7 (7He; 7,028021 uma). És un isòtop molt inestable (semivida de 2,9•10-21 s), que dóna lloc, per pèrdua de neutró, a heli-6.
– heli-8 (8He; 8,033922 uma). És un isòtop inestable (semivida de 1,19•10-3 s), que es desintegra normalment (83,1%) a liti-8 o, alternativament, a liti-7 (16%) o fissiona a heli-5 i triti (0,09%).
– heli-9 (9He; 9,04395 uma). És un isòtop molt inestable (semivida de 7•10-21 s), que dóna lloc, per pèrdua de neutró, a heli-8.
– heli-10 (10He; 10,05240). És un isòtop molt inestable (semivida de 2,7•10-21 s), que dóna lloc, per pèrdua de neutró, a heli-9.

La coberta electrònica dels àtoms neutres d’heli consta de dos electrons, en configuració 1s2. Això es correspon a una valència de 0. No obstant la designació de “gas noble” sí pot formar compostos químics, per bé que inestables. El gas heli ionitzat pot formar excímers amb diversos altres elements, com ara el tungstè (W), el iode (I), el fluor (F), el sofre (S), el fòsfor (P), etc. És el cas de compostos com ara HeNe, HgHe10 o WHe2 i, també d’ions moleculars com He2+, He22+

, HeH+. Aquest darrer, l’ió heli-hidrur, és una substància molt reactiva (és l’àcid més fort conegut).

Sigui com sigui, la forma més habitual d’heli és la del gas noble monoatòmic (He). És el segon element químic més abundant de l’univers de l’hidrogen. El 23% de la massa bariònica de l’univers es troba en forma d’heli. El 8,8714% dels àtoms del Sistema Solar són d’heli-4.

La immensa majoria de l’heli present a l’univers es formà en la nucleosíntesi primigènia, a 1-3 minuts després del Big Bang. També hi ha nucleosíntesi d’heli, a partir de l’hidrogen, en els estels, a través de les reaccions en cadena de protó-protó i del cicle CNO.

L’abundància de l’heli en l’atmosfera terrestre, com hem dit, és reduïda (5,2 ppm), i encara ho és més en l’escorça terrestre (0,008 ppm) o en els oceans (0,000004 ppm). L’heli atmosfèric és alimentat a través de l’emissió de partícules alfa per part de reaccions nuclears de l’escorça terrestre (unes 3000 tones mètriques de He produït per any, principalment procedents de minerals que contenen urani i tori), mentre que, a través de la forma ionitzada He+, hi ha un escapament cap a l’espai exterior des de l’heterosfera.

En la Terra, la major concentració d’heli la trobem en les reserves de gas natural. Encara que en alguns jaciments, la concentració d’heli és de l’ordre de ppm, en alguns casos és molt més elevada (un jaciment de San Juan County, a New Mexico, presenta una abundància relativa d’heli del 7%).

La producció industrial d’heli, vers el 2008, era de l’ordre de 169 milions de m3, vora 30.000 tones mètriques. La pràctica totalitat procedeix de la destil•lació fraccional de gas natural: en sotmetre el gas a baixes temperatures i altes pressions, tan sols l’heli resta en forma gasosa, mentre el nitrogen i el metà precipiten. Com que la concentració d’heli en els diferents jaciments de gas natural és molt variable, el mapa de reserves té certes peculiaritats. La majoria de reserves es troben en territori dels Estats Units (78%), Algèria (10%), Rússia, Polònia i Qatar. Al ritme actual d’extracció, hi ha reserves provades per a poc més de mig segle, encara que hom podria trobar encara noves reserves. Ara com ara, l’extracció atmosfèrica és insuficient per cobrir les demandes. D’altra banda, la producció per reaccions nuclears (p.e. bombardeig amb protons de liti i de bor) és extraordinàriament cara. En aquest sentit, Robert Coleman Richardson (1937-2013), que va rebre el Premi Nobel de Física pels seus estudis sobre la superfluidesa de l’heli-3 a molt baixes temperatures, va alertar a “Future of helium” de la necessitat de crear una Agència Internacional de l’Heli que actués sobre el preu de mercat per protegir-ne les reserves.

La producció d’heli es destina a una diversitat d’usos. Vora el 24% es fa servir com a líquid de congelació en dispositius diversos, com ara escàners de ressonància magnètica, magnets superconductors, etc. El 20% s’empra en operacions de pressurització i purga; el 18% en soldadures; el 16% en la confecció d’atmosferes controlades (per exemple, per a la producció de components electrònics); el 6% en operacions de detecció de fuites.

L’heli (He) també un ús recreatiu, com ara per inflar globus. Inhalar-ne produeix un canvi en el timbre de veu, justament en el sentit contrari que ho faria el xenó (Xe), i per les mateixes raons de canvi en la densitat de l’aire de les vies respiratòries

El fet que l’heli sigui, alhora que un gas lleuger, un gas pràcticament inert, ha afavorit el seu ús en dirigibles com el de la imatge

La mineria d’heli-3 a la Lluna

La producció industrial actual d’heli-3 és d’uns 60.000 litres/any (expressat en massa, uns 8 kg/any). La demanda és creixent, la qual cosa ha fet augmentar força el preu, fins a uns 2000 dòlars el litre. Bona part de la producció provés del desmantellament d’armes nuclears, on hi ha una acumulació relativa d’heli-3. També hi ha una producció d’heli-3 a través del triti, que al seu torn pot obtindre’s pel bombardeig amb neutrons de diversos materials (liti, bor, nitrogen, deuteri), però no resulta suficient ni per a la demanda actual.

Si alguna vegada els reactors nuclears de fusió d’heli-3 han de produir ni que sigui una fracció de la producció energètica anual, la producció d’heli-3 hauria de multiplicar per 10.000 la producció actual. Les centrals de fusió d’heli-3 es basen en la fusió d’heli-3 i deuteri per generar heli-4, amb la producció de protons acoblables a la generació d’electricitat. És cert, però, que les centrals nuclears de fusió de la segona meitat del segle XXI, si n’hi ha, es basaran més aviat en la fusió de deuteri-triti.

Donat l’augment de la demanda d’heli-3 i la insuficiència dels mètodes de producció actual, hom ha provat de computar la possibilitat d’explotar les fonts naturals del mantell terrestre. Les reserves d’heli-3 del mantell s’avaluen en l’ordre de centenars de milers de tones. Aquestes reserves són la base de les emissions d’heli-3 associades al vulcanisme (de l’ordre de 300 grams per any) i a les dorsals oceàniques (3000 grams per any). Una altra font natural la constituirien l’heli-3 present en partícules de pols interplanetari, dipositades en els fons oceànics (al voltant de 1200 tones mètriques). Layton J. Wittenberg examinava aquestes fonts el 1994 en un article titulat “Non-Lunar 3He Resources”.

Què hi ha, però, de les fonts lunars? La Lluna, a diferència de la Terra, no disposa d’un camp magnètic, de manera que les partícules de vent solar interactuen gairebé directament amb la superfície planetària. De totes formes, segons estimacions de Slyuta et al. (2007) l’acumulació d’heli en la regolita lunar és moderada: 28 ppm per a l’heli-4 i 0,05 ppm per a l’heli-3. Val a dir que la xifra de 0,05 ppm és la corresponent a les regions lunars perpètuament en ombra de les zones polars. Els valors en les àrees sotmeses a la inclemència periòdica de la llum solar, la concentració d’heli-3 pot baixa a 0,0014-0,015 ppm. De totes formes, la idea d’explotar aquest recurs lunar és antiga. Ja la formulava Gerald Kulcinski en el 1986. En el 1993, l’examinava I. N. Sviatoslavsky, que recordava que caldria processar fins a 150 milions de tones de regolita per aconseguir una tona d’heli-3.

Un dels entusiastes de la idea és Ouyang Ziyuan (*1935), professor de l’Institut de Geoquímica de l’Acadèmia Xinesa de Ciències. La premsa índia, en el 2008, parlava de la rellevància de la missió Chandrayaan-1 per a cartografiar les reserves d’heli-3 de la regolita lunar. De totes formes, de la mateixa manera que Ouyang ha remarcat que l’explotació minera de l’heli-3 hauria d’anar acompanyada de l’explotació d’altres recursos (per exemple, ferro), els científics de la Chandrayaan-1 mostraven més interès per les dades sobre l’abundància relativa d’aigua.

En declaracions al China Daily, en el 2006, Ouyang contemplava la possibilitat d’un jaciment d’heli-3 a la Lluna, el producte del qual seria transportat a través de tres missions llançadores cada any, i seria suficient per a alimentar tota la necessitat energètica de la humanitat. Per la mateixa època, la companya RKK Energiya considerava que, si trobava el finançament adequat, podria començar a explotar l’heli-3 lunar vers el 2020.

Per somniar que no quedi. Bryan Palaszewski considerava fins i tot la possibilitat d’explotar l’heli-3 dels planetes gasosos gegants del sistema solar exterior: Júpiter, Saturn, Urà i Neptú. L’atmosfera d’aquests planetes té concentracions d’heli que van des de al 10% al 20% (1-2 ppm d’heli-3). Entre el 1973 i el 1978, de fet, la British Interplanetary Society dissenyà Daedalus, una astronau capaç de viatjar a l’estel de Barnard en tan sols 50 anys. El cohet de la Daedalus emprava com a propel•lent la reacció de fusió del deuteri i l’heli-3 que hem esmentat abans. En algun moment del projecte, hom proposava que la càrrega d’heli-3 s’aconseguís precisament a Júpiter.

El Projecte Daedalus contemplava la fusió de deuteri/heli-3 per tal d’assolir la velocitat necessària (0,12 c) per cobrir en 50 anys la distància que ens separa a l’estel de Barnard (1,83 parsecs)

Als fans de Star Wars això us recordarà el planeta Bespin de Lando Carlrissian. Cloud City, la llar de Carlrissian, era suspesa en l’atmosfera d’aquesta planeta gegant, i vivia precisament de l’extracció de gas. El film no entrava en gaires detalls, però altres obres de ficció ens expliquen que es tractava de gas tibanna, emprat com a combustible, explosius i com a refrigerador per als dispositius d’hipervelocitat de naus com el Falco Mil•lenari.

Arxivat a Ciència i Tecnologia
%d bloggers like this: