2.9: Fusión nuclear

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Andrew R. Barron
Rice University via CNX

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El proceso de fisión nuclear y desintegración radiactiva están ambos asociados con la conversión de un átomo con un núcleo grande en un átomo (o átomos) con un núcleo más pequeño. En el proceso, se pierde masa y se produce energía. Sin embargo, ¿qué sucede si se combinan dos átomos con núcleos pequeños para dar un solo átomo con un núcleo más grande? En tal proceso los núcleos se fusionarían entre sí, y este proceso se llama fusión nuclear.

Uno de los procesos de fusión más simples implica la fusión de dos átomos de hidrógeno-2 (deuterio):

\[^2_1H + ^2_1H \rightarrow ^4_2He\]

La masa de cada átomo de deuterio es de 2.0140 amu, mientras que la masa del helio resultante es de 4.0026 amu. El defecto de masa de la reacción es 0.0254 amu o 0.63% de la masa original. Si bien este porcentaje de la masa original puede no parecer mucho, cabe señalar que el defecto de masa para la conversión de uranio-238 a plomo-206 es de sólo 0.026%, y que para dividir uranio-235 es 0.056%. Con base en estas comparaciones es claro que la fusión de hidrógeno produce 24x la energía kg/kg que la radiactividad natural y 11x la de la fisión nuclear.

Además de ser una fuente abundante de energía, la fusión es en realidad el proceso más importante del universo. Desde la declaración en 1847 de la Ley de conservación de la energía (la cantidad total de energía en un sistema aislado permanece constante) los científicos se habían preguntado cómo funciona el sol. En el siglo ^XIX no se conocía ninguna fuente de energía que pudiera explicar el sol. Con base en la edad de la tierra se sabe que el sol tiene 4 mil 550 millones de años, y se maravilló de la fuente continua de energía a lo largo de ese lapso de tiempo. Para la década de 1920 la energía nuclear se definía como la fuente de energía más poderosa, y el astrofísico británico Arthur Eddington (Figura\(\PageIndex{2}\) .32) sugirió que la energía del sol surge de la fusión del hidrógeno en helio.

Figura <span translate= — Figura\(\PageIndex{32}\): (izquierda) Arthur Stanley Eddington (1882 1944). (medio) Henry Norris Russell (1877 - 1957). (derecha) Hans Albrecht Bethe (1906 - 2005).

En 1929 el estadounidense Henry Norris Russell (Figura\(\PageIndex{33}\)) estudió el espectro del sol. Con base en sus estudios calculó que la composición del sol era 90% hidrógeno, 9% helio y 1% de todos los demás elementos hasta el hierro (pero nada de mayor número atómico). Dada la composición quedó claro que la única reacción posible para dar cuenta de la energía del sol fue la fusión de hidrógeno. En 1938 Hans Bethe (Figura\(\PageIndex{2}\) .34) demostró un modelo de cómo funcionaba el sol. La fuente de energía es la fusión de hidrógeno para dar helio (Figura\(\PageIndex{2}\) .35), mientras que en arranques masivos la presencia de elementos más pesados como carbono, oxígeno, nitrógeno, neón, silicio y hierro son el resultado de la fusión del helio.

¿Por qué es que el uranio, torio y otros elementos radiactivos sufren desintegración radiactiva, pero el hidrógeno no sufre fusión espontánea? La razón de esta diferencia es que cualquier cambio que sufra el uranio ocurre dentro de un núcleo que ya está formado, mientras que la fusión requiere que dos núcleos se unan. Este proceso da como resultado fuerzas repulsivas extremadamente grandes. Entonces, ¿por qué sucede en una estrella? Las temperaturas dentro de una estrella se acercan a 15,000,000 ^◦ C, mientras que la alta presión resulta en una densidad de aproximadamente 160 g/cm ³ que para comparación es 8x la del oro. Bajo estas condiciones los núcleos son libres de moverse en un mar de electrones. La fusión nuclear tiene lugar en el núcleo del sol donde la densidad es la más alta pero no resulta una explosión debido a la gravedad extrema del sol: 333,000x la de la Tierra.

La investigación sobre fusión controlada, con el objetivo de producir energía de fusión para la producción de electricidad, se lleva a cabo desde hace más de 50 años. Ha estado acompañado de dificultades científicas y tecnológicas extremas, pero ha dado como resultado avances. En la actualidad, no se han demostrado reacciones de fusión controladas de equilibrio (autosostenidas), sin embargo, el trabajo continúa ya que el combustible para tal reacción de fusión es el hidrógeno (en sus compuestos incluyendo el agua) es ^el tercer elemento más abundante en la Tierra.