Fusión nuclear

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nuclear)

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Fusión de deuterio con tritio produciendo helio-4, liberando
un neutrón, y
generando 17.59 MeV de energía, como
cantidad de masa apropiada convertida de la energía cinética de los productos,
de acuerdo con E = Δm c2.

En física nuclear y química nuclear,
la fusión nuclear es el proceso por el cual varios núcleos atómicos de
carga similar se unen para formar un núcleo más pesado. Se acompaña de la
liberación o absorción de energía, que permite a la
materia entrar en un estado plasmático.

La fusión de dos núcleos de menor masa que el hierro (que, junto con el níquel, tiene
la mayor energía de enlace
por nucleón) libera energía en general, mientras que la fusión de núcleos más
pesados que el hierro absorbe energía; y viceversa para el proceso inverso, fisión nuclear. En el
caso más simple de fusión del 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.

La fusión nuclear se produce de forma natural en las estrellas. La fusión artificial
también se ha logrado en varias empresas humanas, aunque todavía no ha sido
totalmente controlada. Sobre la base de los experimentos de transmutación
nuclear de Ernest Rutherford
conducidos unos pocos años antes, la fusión de núcleos ligeros (isótopos
de hidrógeno) fue observada por primera vez por Mark
Oliphant en 1932; los pasos del ciclo principal de la fusión nuclear en las
estrellas posteriormente fueron elaborados por Hans Bethe durante el resto
de esa década. La investigación sobre la fusión para fines militares se inició
en la década de 1940 como parte del Proyecto Manhattan,
pero no tuvo éxito hasta 1952. La investigación sobre la fusión controlada con
fines civiles se inició en la década de 1950, y continúa hasta este día.

Contenido

1 Descripción
general

2 Requisitos

3 Confinamiento
electrostático estable para fusión nuclear

4 Véase también

5 Enlaces externos

6 Notas y
referencias

[editar]
Descripción
general

Las reacciones de fusión dan energía a las estrellas y producen todos los
elementos, excepto los más ligeros, en un proceso llamado nucleosíntesis.
Aunque la fusión de los elementos más ligeros en las estrellas libera energía,
la producción de los elementos más pesados absorbe energía.

Cuando la reacción de fusión es una cadena sostenida y fuera de control,
puede resultar en una explosión
termonuclear, como la generada por una bomba de hidrógeno.
Las reacciones que no son autosuficientes aún pueden liberar una energía
considerable, así como un gran número de neutrones.

Las investigaciones sobre la fusión controlada llevan más de 50 años
persiguiendo el objetivo de obtener energía de fusión para la producción de
electricidad. Este proceso ha estado repleto de extremas dificultades
científicas y tecnológicas, pero esto se ha traducido en progreso. En la
actualidad, las reacciones equilibradas y controladas (autosuficientes) de
fusión, no han podido ser demostradas en los pocos reactores de tipo tokamak que hay en
el mundo.[1]
Está previsto que en torno al año 2018 entren en funcionamiento diseños viables
para un reactor que, teóricamente, generará diez veces más energía de la
requerida para calentar el plasma a la temperatura necesaria (ver ITER).

Se necesita mucha energía para forzar a los núcleos a fusionarse, incluso los
del elemento más ligero, el hidrógeno. Esto se debe a que
todos los núcleos tienen una carga positiva (debido a sus protones), y como las
cargas iguales se repelen, los núcleos se resisten con fuerza a que se los ponga
demasiado juntos. Acelerados a altas velocidades (esto es, calentados a
temperaturas termonucleares), pueden superar esta repulsión electromagnética y
acercarse lo suficiente para que la interacción
nuclear fuerte sea lo suficientemente fuerte como para lograr la fusión. La
fusión de núcleos más ligeros, que crea un núcleo más pesado y un neutrón
libre, en general libera más energía de la que se necesita para forzar a los
núcleos a acercarse; se trata de una reacción
exotérmica que puede producir reacciones autosuficientes.

La energía liberada en la mayoría de las reacciones nucleares
es mucho mayor que en las reacciones
químicas, porque la energía de enlace
que mantiene unido un núcleo es mucho mayor que la energía que mantiene unido al
núcleo con un electrón. Por ejemplo, la energía de
ionización ganada con la adición de un electrón a un átomo de hidrógeno es
13.6
electrón-voltios—menos
de una millonésima de los 17
MeV liberada en la reacción DT (deuterio-tritio), reacción que se muestra
en el diagrama de la derecha. Las reacciones de fusión tienen una densidad
de energía muchas veces mayor que la fisión nuclear, es
decir, las reacciones producen mucha más energía por unidad de masa a pesar de
que las reacciones de fisión individuales son generalmente mucho más
enérgicas que las reacciones de fusión individuales, que a su vez son
millones de veces más enérgicas que las reacciones químicas. Sólo la conversión
directa de la masa
en energía, como la causada por la colisión de la materia y la antimateria, es más
energética por unidad de masa que la fusión nuclear.

[editar]
Requisitos

Antes de que la fusión pueda tener lugar, debe superarse una importante
barrera de energía producida por la fuerza
electrostática. A grandes distancias dos núcleos se repelen entre sí debido
a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones cargados positivamente.
Si dos núcleos pueden ser acercados lo suficiente, sin embargo, la repulsión
electrostática se puede superar debido a la interacción nuclear fuerte, que es
más fuerte en distancias cortas.

Cuando se añade un nucleón como un protón o un neutrón a un núcleo, la fuerza
nuclear atrae a otros nucleones, pero principalmente a sus vecinos inmediatos,
debido al corto alcance de esta fuerza. Los nucleones en el interior de un
núcleo tienen más vecinos nucleones que los de la superficie. Ya que los núcleos
más pequeños tienen una mayor relación entre área de superficie y volumen, la
energía de enlace por nucleón debido a la fuerza
nuclear por lo general aumenta con el tamaño del núcleo, pero se aproxima a
un valor límite correspondiente a la de un núcleo con un diámetro de cerca de
cuatro nucleones.

La fuerza electrostática, por otra parte, es una fuerza inversa del cuadrado,
así que un protón añadido a un núcleo sentirá una repulsión electrostática de
todos los otros protones en el núcleo. La energía electrostática por
nucleón, debido a la fuerza electrostática por tanto, aumenta sin límite cuando
los núcleos se hacen más grandes.

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

El resultado neto de estas fuerzas opuestas es que la energía de enlace por
nucleón generalmente aumenta con el tamaño del núcleo, hasta llegar a los
elementos hierro
y níquel, y
un posterior descenso para los núcleos más pesados. Finalmente, la energía de enlace
se convierte en negativa y los núcleos más pesados (con más de 208 nucleones,
correspondientes a un diámetro de alrededor de 6 nucleones) no son estables. Los
cuatro núcleos más estrechamente unidos, en orden decreciente de energía de
enlace, son 62Ni,
58Fe,
56Fe,
y 60Ni.[2]
A pesar de que el isótopo
de níquel, 62Ni,
es más estable, el isótopo
de hierro 56Fe
es una orden de magnitud más
común. Esto se debe a una mayor tasa de desintegración de 62Ni
en el interior de las estrellas impulsado por la absorción de fotones.

Una notable excepción a esta tendencia general es el núcleo helio-4, cuya energía de enlace es
mayor que la del litio, el siguiente elemento más
pesado. El principio
de exclusión de Pauli proporciona una explicación para este comportamiento
excepcional, que dice que debido a que los protones y los neutrones son fermiones, no
pueden existir en el mismo estado. Helio-4 tiene una energía de enlace
anormalmente grande debido a que su núcleo está formado por dos protones y dos
neutrones, de modo que sus cuatro nucleones puede estar en el estado
fundamental. Cualquier nucleón adicionales tendrían que ir en estados de energía
superiores.

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Confinamiento
electrostático estable para fusión nuclear

Como se puede apreciar en el dibujo de abajo se basa en el encierro total de
iones de hidrógeno confinados electrostaticamente.

Los beneficios de este confinamiento son múltiples:

1. El grosor de la esfera de cobre anula la inestabilidad producida por los
errores de simetría. 2. La ionización del hidrógeno se produce fácilmente por el
campo eléctrico que absorbe los electrones sin disminuir la intensidad del campo
eléctrico. 3. Se puede obtener un intenso campo eléctrico lo que evitaría que
los iones de hidrógeno escapen. 4. La energía consumida es menor que la que
consume un reactor de fusión que produce un campo electromagnético para confinar
los iones. La fusión nuclear se logra por medio de compresión-descompresión
aumentando o disminuyendo la intensidad del campo eléctrico, esto se logra
aumentando o disminuyendo la velocidad del generador de electricidad. El
moderador de neutrones que se puede utilizar es el plomo aunque habría que
probar su eficacia. Ver dibujo en este enlace: [1]
Y aquí [2] Mas información aquí: [3]

[editar]
Véase también

Física nuclear

Fisión nuclear

Procesos nucleares

Reactores
de fusión termonuclear por confinamiento magnético

[editar]
Enlaces externos

Wikimedia Commons
alberga contenido multimedia sobre Fusión
nuclear.Commons

El átomo y sus reacciones

Ciemat

Fusión nuclear, la energía del futuro

Energía nuclear: el poder del átomo

[editar]
Notas y referencias

↑ «Pages - BeyondITER».

↑ «The Most Tightly Bound Nuclei».

El contenido de este artículo incorpora material de una entrada de la Enciclopedia Libre Universal, publicada
en español bajo la licencia Creative Commons Compartir-Igual 3.0.

Obtenido de "http://es.wikipedia.org/wiki/FusiÃ³n_nuclear"

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Física
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