Fusión nuclear

Esta energía absorbida o cedida durante la reacción se debe al efecto conocido como defecto de masa.Las reacciones de fusión, mediadas por la interacción nuclear fuerte, ocurren cuando los átomos ligeros que van a fusionarse disponen de la suficiente energía como para vencer a las fuerzas electromagnéticas que los repelen.Estas condiciones solo se dan a gran temperatura, cuando la materia que forman estos átomos está en estado de plasma.En particular, dado que la energía liberada durante la reacción es mayor cuanto menor sea la masa de los átomos intervinientes, suelen investigarse las reacciones de fusión que ocurren entre distintos isótopos del hidrógeno.La indagación relativa a fusión controlada con fines civiles se inició en la década de 1950, y continúa hasta el presente.Se están desarrollando diseños viables para un reactor toroidal que teóricamente proporcionará diez veces más energía de fusión que la necesaria para calentar el plasma a las temperaturas requeridas (véase ITER).Comenzará a poner en marcha el reactor ese mismo año e iniciará los experimentos con plasma en 2025, pero no se espera que comience la fusión completa de deuterio-tritio hasta 2035.Un importante proceso de fusión es la nucleosíntesis estelar que alimenta las estrellas, incluido el Sol.En el siglo XX, se reconoció que la energía liberada por las reacciones de fusión nuclear explica la longevidad del calor y la luz estelares.Se trataba de un avance especialmente notable, ya que en aquella época aún no se había descubierto la fusión ni la energía termonuclear, ni siquiera que las estrellas estuvieran compuestas en su mayor parte por hidrógeno (véase metalicidad).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.Como moderador de neutrones se puede utilizar plomo, aunque habría que probar su eficacia.
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 c 2 .
El Sol es una estrella de la secuencia principal , por lo que libera su energía mediante la fusión nuclear de núcleos de hidrógeno en helio . En su núcleo, el Sol fusiona 500 millones de toneladas métricas de hidrógeno cada segundo.
La curva de energía de enlace nuclear . La formación de núcleos con masas de hasta hierro 56 libera energía, como se ilustra arriba.
La reacción protón-protón en cadena , rama I, domina en estrellas del tamaño del Sol o menores
El ciclo CNO domina en estrellas más pesadas que el Sol
El Sol es una estrella de secuencia principal y, por lo tanto, genera su energía mediante la fusión nuclear de núcleos de hidrógeno en helio. En su núcleo, el Sol fusiona 620 millones de toneladas métricas de hidrógeno por segundo.
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.