Energia rilasciata nelle reazioni di fusione

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Energia rilasciata nelle reazioni di fusione

Rata e rendimento delle reazioni di fusione

Il rendimento energetico di una reazione tra nuclei e il tasso di tali reazioni sono entrambi importanti. Queste quantità hanno una profonda influenza in aree scientifiche come l’astrofisica nucleare e il potenziale per la produzione nucleare di energia elettrica.

Quando una particella di un tipo passa attraverso un insieme di particelle dello stesso o diverso tipo, c’è una possibilità misurabile che le particelle interagiscano. Le particelle possono interagire in molti modi, come la semplice dispersione, il che significa che cambiano direzione e si scambiano energia, o possono subire una reazione di fusione nucleare. La misura della probabilità che le particelle interagiscano è chiamata sezione d’urto, e la grandezza della sezione d’urto dipende dal tipo di interazione e dallo stato e dall’energia delle particelle. Il prodotto della sezione d’urto e la densità atomica della particella bersaglio è chiamato sezione d’urto macroscopica. L’inverso della sezione d’urto macroscopica è particolarmente degno di nota in quanto fornisce la distanza media che una particella incidente percorrerà prima di interagire con una particella bersaglio; questa misura inversa è chiamata percorso libero medio. Le sezioni trasversali sono misurate producendo un fascio di una particella ad una data energia, permettendo al fascio di interagire con un bersaglio (di solito sottile) fatto dello stesso materiale o di un materiale diverso, e misurando le deflessioni o i prodotti di reazione. In questo modo è possibile determinare la probabilità relativa di un tipo di reazione di fusione rispetto ad un altro, così come le condizioni ottimali per una particolare reazione.

Le sezioni d’urto delle reazioni di fusione possono essere misurate sperimentalmente o calcolate teoricamente, e sono state determinate per molte reazioni su una vasta gamma di energie delle particelle. Sono ben note per le applicazioni pratiche dell’energia di fusione e sono ragionevolmente note, anche se con delle lacune, per l’evoluzione stellare. Le reazioni di fusione tra nuclei, ciascuno con una carica positiva di uno o più, sono le più importanti sia per le applicazioni pratiche che per la nucleosintesi degli elementi leggeri nelle fasi di combustione delle stelle. Tuttavia, è noto che due nuclei con carica positiva si respingono elettrostaticamente – cioè, sperimentano una forza repulsiva inversamente proporzionale al quadrato della distanza che li separa. Questa repulsione è chiamata barriera di Coulomb (vedi forza di Coulomb). È altamente improbabile che due nuclei positivi si avvicinino abbastanza da subire una reazione di fusione, a meno che non abbiano abbastanza energia per superare la barriera di Coulomb. Di conseguenza, la sezione d’urto per le reazioni di fusione tra particelle cariche è molto piccola a meno che l’energia delle particelle sia alta, almeno 104 elettronvolt (1 eV ≅ 1,602 × 10-19 joule) e spesso più di 105 o 106 eV. Questo spiega perché il centro di una stella deve essere caldo per bruciare il combustibile e perché il combustibile per i sistemi pratici di energia da fusione deve essere riscaldato ad almeno 50.000.000 kelvin (K; 90.000.000 °F). Solo allora si otterrà un tasso di reazione di fusione e una potenza di uscita ragionevoli.

Il fenomeno della barriera di Coulomb spiega anche una differenza fondamentale tra la generazione di energia tramite fusione nucleare e la fissione nucleare. Mentre la fissione di elementi pesanti può essere indotta sia da protoni che da neutroni, la generazione di energia di fissione per applicazioni pratiche dipende dai neutroni per indurre reazioni di fissione nell’uranio o nel plutonio. Non avendo carica elettrica, il neutrone è libero di entrare nel nucleo anche se la sua energia corrisponde alla temperatura ambiente. L’energia di fusione, basandosi come fa sulla reazione di fusione tra nuclei leggeri, si verifica solo quando le particelle sono sufficientemente energetiche da superare la forza repulsiva di Coulomb. Questo richiede la produzione e il riscaldamento dei reagenti gassosi allo stato di alta temperatura noto come stato di plasma.