Fusión nuclear

Fusión de deuterio con tritio, por la cual se producen helio 4, se liberan un neutrón y se generan 17,59 MeV de energía, como cantidad de masa apropiada convertida de la energía cinética de los productos, según la fórmula E = Δm c2.

En física nuclear, fusión nuclear es el proceso por el cual varios núcleos atómicos de carga similar se unen y forman un núcleo más pesado.[1] Simultáneamente se libera o absorbe una cantidad enorme de energía, que permite a la materia entrar en un estado plasmático.

La fusión de dos núcleos de menor masa que el hierro (en este elemento y en el níquel ocurre la mayor energía de enlace nuclear por nucleón) libera energía en general. Por el contrario, la fusión de núcleos más pesados que el hierro absorbe energía. En el proceso inverso, la fisión nuclear, estos fenómenos suceden en sentidos opuestos.

En el caso más simple de fusión, en el hidrógeno, dos protones deben acercarse lo suficiente para que la interacción nuclear fuerte pueda superar su repulsión eléctrica mutua y obtener la posterior liberación de energía.

En la naturaleza ocurre fusión nuclear en las estrellas, incluido el Sol. En su interior las temperaturas son cercanas a 15 millones de grados Celsius.<!R1> Por ello a las reacciones de fusión se les denomina termonucleares. En varias empresas se ha logrado también la fusión (artificial), aunque todavía no ha sido totalmente controlada.

Sobre la base de los experimentos de transmutación nuclear de Ernest Rutherford, conducidos pocos años antes, Mark Oliphant, en 1932, observó por primera vez la fusión de núcleos ligeros ( isótopos de hidrógeno).

Posteriormente, durante el resto de ese decenio, Hans Bethe estudió las etapas del ciclo principal de la fusión nuclear en las estrellas.

La investigación acerca de la fusión para fines militares se inició en la década de 1940 como parte del Proyecto Manhattan, pero no tuvo éxito hasta 1952. La indagación relativa a fusión controlada con fines civiles se inició en la década de 1950, y continúa hasta el presente.

Requisitos

Para que pueda ocurrir la fusión debe superarse una importante barrera de energía producida por la fuerza electrostática. A grandes distancias, dos núcleos se repelen debido a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones, cargados positivamente. Sin embargo, si se pueden acercar dos núcleos lo suficiente, debido a la interacción nuclear fuerte, que en distancias cortas es mayor, se puede superar la repulsión electrostática.

Cuando un nucleón ( protón o neutrón) se añade a un núcleo, la fuerza nuclear atrae a otros nucleones, pero –debido al corto alcance de esta fuerza– principalmente a sus vecinos inmediatos. Los nucleones del interior de un núcleo tienen más vecinos nucleones que los existentes en la superficie. Ya que la relación entre área de superficie y volumen de los núcleos menores es mayor, por lo general la energía de enlace por nucleón debido a la fuerza nuclear aumenta según el tamaño del núcleo, pero se aproxima a un valor límite correspondiente al de un núcleo cuyo diámetro equivalga al de casi cuatro nucleones. Por otra parte, la fuerza electrostática es inversa al cuadrado de la distancia. Así, a un protón añadido a un núcleo le afectará una repulsión electrostática de todos los otros protones. Por tanto, debido a la fuerza electrostática, cuando los núcleos se hacen más grandes, la energía electrostática por nucleón aumenta sin límite.

En distancias cortas la interacción nuclear fuerte (atracción) es mayor que la fuerza electrostática (repulsión). Así, la mayor dificultad técnica para la fusión es conseguir que los núcleos se acerquen lo suficiente para que ocurra este fenómeno. Las distancias no están a escala.

El resultado neto de estas fuerzas opuestas es que generalmente la energía de enlace por nucleón aumenta según el tamaño del núcleo, hasta llegar a los elementos hierro y níquel, y un posterior descenso en los núcleos más pesados. Finalmente la energía de enlace nuclear se convierte en negativa, y los núcleos más pesados (con más de 208 nucleones, correspondientes a un diámetro de alrededor de seis nucleones) no son estables. Cuatro núcleos muy estrechamente unidos, en orden decreciente de energía de enlace nuclear, son 62Ni, Fe, Fe, y Ni.[2] A pesar de que el isótopo de níquel 62Ni es más estable, el isótopo de hierro Fe es una orden de magnitud más común. Esto se debe a mayor tasa de desintegración de 62Ni en el interior de las estrellas, impulsada por absorción de fotones.

Una notable excepción a esta tendencia general es el núcleo helio 4He, cuya energía de enlace es mayor que la del litio, el siguiente elemento por incremento de peso. En el principio de exclusión de Pauli se proporciona una explicación a esta excepción: debido a que los protones y los neutrones son fermiones, no pueden existir en el mismo estado. A causa de que el núcleo del 4He está integrado por dos protones y dos neutrones, de modo que sus cuatro nucleones pueden estar en el estado fundamental, su energía de enlace es anormalmente grande. Cualquier nucleón adicional tendría que ubicarse en estados de energía superiores.

Tres ventajas de la fusión nuclear son:
a) en gran parte sus desechos no revisten la problemática de los provenientes de fisión;
b) abundancia –y buen precio–[ cita requerida] de materias primas, principalmente del isótopo de hidrógeno deuterio (D);
c) si una instalación dejara de funcionar se apagaría inmediatamente, sin peligro de fusión no nuclear.

En un diseño prometedor, para iniciar la reacción, varios rayos láser de alta potencia transfieren energía a una pastilla de combustible pequeña, que se calienta y se genera una implosión: desde todos los puntos se colapsa y se comprime hasta un volumen mínimo, lo cual provoca la fusión nuclear.<!R2>

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