Energía liberada en las reacciones de fusión

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Energía liberada en las reacciones de fusión

Tasa y rendimiento de las reacciones de fusión

El rendimiento energético de una reacción entre núcleos y la tasa de dichas reacciones son importantes. Estas cantidades tienen una profunda influencia en áreas científicas como la astrofísica nuclear y el potencial de producción nuclear de energía eléctrica.

Cuando una partícula de un tipo pasa a través de una colección de partículas del mismo o diferente tipo, existe una posibilidad medible de que las partículas interactúen. Las partículas pueden interactuar de muchas maneras, como la simple dispersión, lo que significa que cambian de dirección e intercambian energía, o pueden sufrir una reacción de fusión nuclear. La medida de la probabilidad de que las partículas interactúen se llama sección transversal, y la magnitud de la sección transversal depende del tipo de interacción y del estado y la energía de las partículas. El producto de la sección transversal por la densidad atómica de la partícula objetivo se denomina sección transversal macroscópica. La inversa de la sección transversal macroscópica es particularmente notable, ya que da la distancia media que recorrerá una partícula incidente antes de interactuar con una partícula objetivo; esta medida inversa se denomina camino libre medio. Las secciones transversales se miden produciendo un haz de una partícula con una energía determinada, permitiendo que el haz interactúe con un blanco (generalmente delgado) hecho del mismo o de otro material, y midiendo las desviaciones o los productos de la reacción. De este modo es posible determinar la probabilidad relativa de un tipo de reacción de fusión frente a otro, así como las condiciones óptimas para una reacción concreta.

Las secciones transversales de las reacciones de fusión pueden medirse experimentalmente o calcularse teóricamente, y se han determinado para muchas reacciones en una amplia gama de energías de las partículas. Se conocen bien para las aplicaciones prácticas de la energía de fusión y se conocen razonablemente bien, aunque con lagunas, para la evolución estelar. Las reacciones de fusión entre núcleos, cada uno con una carga positiva de uno o más, son las más importantes tanto para las aplicaciones prácticas como para la nucleosíntesis de los elementos ligeros en las etapas de combustión de las estrellas. Sin embargo, es bien sabido que dos núcleos con carga positiva se repelen electrostáticamente, es decir, experimentan una fuerza de repulsión inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. Esta repulsión se denomina barrera de Coulomb (véase fuerza de Coulomb). Es muy poco probable que dos núcleos positivos se acerquen lo suficiente como para que se produzca una reacción de fusión, a menos que tengan suficiente energía para superar la barrera de Coulomb. En consecuencia, la sección transversal de las reacciones de fusión entre partículas cargadas es muy pequeña a menos que la energía de las partículas sea alta, al menos 104 electronvoltios (1 eV ≅ 1,602 × 10-19 julios) y a menudo más de 105 o 106 eV. Esto explica por qué el centro de una estrella debe estar caliente para que el combustible se queme y por qué el combustible de los sistemas prácticos de energía de fusión debe calentarse al menos a 50.000.000 kelvins (K; 90.000.000 °F). Sólo entonces se conseguirá una velocidad de reacción de fusión y una potencia razonables.

El fenómeno de la barrera de Coulomb también explica una diferencia fundamental entre la generación de energía por fusión nuclear y por fisión nuclear. Mientras que la fisión de elementos pesados puede ser inducida tanto por protones como por neutrones, la generación de energía de fisión para aplicaciones prácticas depende de los neutrones para inducir reacciones de fisión en el uranio o el plutonio. Al no tener carga eléctrica, el neutrón es libre de entrar en el núcleo aunque su energía corresponda a la temperatura ambiente. La energía de fusión, que depende de la reacción de fusión entre núcleos ligeros, sólo se produce cuando las partículas son lo suficientemente energéticas como para superar la fuerza de repulsión de Coulomb. Esto requiere la producción y el calentamiento de los reactantes gaseosos hasta el estado de alta temperatura conocido como estado de plasma.