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19.8:

Fusión Nuclear

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Nuclear Fusion

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La combinación de núcleos pequeños como el hidrógeno para producir núcleos más grandes como el helio se llama fusión nuclear. Debido a que los núcleos tienen que superar la repulsión electrostática, las reacciones de fusión requieren temperaturas de 40 millones de kelvins o más, por lo que se conocen como reacciones termonucleares. Los nucleídos con números de masa entre 40 y 100 tienen altas energías de unión por nucleón que generalmente son estables.Por lo tanto, los núcleos más ligeros con bajas energías de enlace nuclear por nucleón tienden a combinarse, produciendo núcleos más pesados con mayores energías de enlace. La diferencia entre las energías de enlace nuclear del producto y los nucleídos reactivos genera una gran cantidad de energía. En particular, la energía liberada durante la formación de un gramo de helio-4 es significativamente mayor que la de la fisión de un gramo de uranio-235.Entonces, se usa la fusión para producir electricidad? En realidad, todavía no. A las altas temperaturas necesarias para que ocurra la fusión, todas las moléculas se disocian en átomos, que se ionizan y forman un plasma.Para tales reacciones, un fuerte campo magnético en forma de toro sirve como reactor. Sin embargo, su uso eficiente continúa siendo un desafío técnico. De hecho, la fusión de hidrógeno con helio es uno de los principales procesos de quema de hidrógeno en estrellas de secuencia principal como el sol.Una vez que las estrellas comienzan la fusión de helio, dos núcleos de helio se combinan en berilio-8. A diferencia del helio-4, el berilio-8 es muy inestable, lo que lo convierte en una reacción de fusión endotérmica que puede revertirse fácilmente. A medida que se acelera la fusión del helio, el berilio-8 se vuelve más abundante y se fusiona con el helio-4, produciendo carbono-12 en estado excitado, que ocasionalmente se relaja y se transforma en carbono-12 estable.En las estrellas masivas, una cadena de reacciones de fusión iniciadas por la combinación de carbono-12 y helio-4 produce una secuencia de elementos hasta magnesio-24. A medida que más reacciones de fusión crean nucleídos más pesados, la diferencia decreciente en las energías de unión entre los reactivos y los productos da como resultado que se produzca menos energía a partir de estas reacciones. La secuencia termina en níquel-56, que tiene una de las energías de unión más altas por nucleón.En cambio, los elementos más pesados son producidos por múltiples eventos de captura de neutrones o protones justo antes y durante las explosiones únicas de estrellas o supernovas.

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Fusión Nuclear

El proceso de convertir núcleos muy ligeros en núcleos más pesados también está acompañado por la conversión de masa en grandes cantidades de energía, un proceso llamado fusión. La principal fuente de energía en el sol es una reacción de fusión neta en la que cuatro núcleos de hidrógeno se funden y, en última instancia, producen un núcleo de helio y dos positrones.

Un núcleo de helio tiene una masa un 0,7% menor que la de cuatro núcleos de hidrógeno; esta masa perdida se convierte en energía durante la fusión. Esta reacción produce alrededor de 1,7 × 109 a 2,6 × 109 kilo joules de energía por mol de helio-4 producido, dependiendo de la vía de fusión. Esto es algo menos que la energía producida por la fisión nuclear de un mol de U-235 (1,8 × 1010 kJ). Sin embargo, la fusión de un gramo de helio-4 produce aproximadamente 6,5 × 108 kJ, que es mayor que la energía producida por la fisión de un gramo de U-235 (8,5 × 107 kJ). Esto es particularmente notable porque los reactivos para la fusión de helio son menos costosos y mucho más abundantes que el U-235.

Se ha determinado que los núcleos de los isótopos pesados del hidrógeno, un deuterón y un tritón, se someten a una fusión termonuclear a temperaturas extremadamente altas para formar un núcleo de helio y un neutrón. Este cambio procede con una pérdida de masa de 0,0188 uma, correspondiente a la liberación de 1,69 × 109 kilo joules por mol de helio-4 formado. La temperatura muy alta es necesaria para dar a los núcleos suficiente energía cinética para superar las fuerzas repulsivas muy fuertes resultantes de las cargas positivas en sus núcleos para que puedan colisionar.

Las reacciones útiles de fusión requieren temperaturas muy altas para su iniciación, alrededor de 15.000.000 K o más. A estas temperaturas, todas las moléculas se disocian en átomos, y los átomos ionizan, formando plasma. Estas condiciones ocurren en un número extremadamente grande de localizaciones a través del universo—las estrellas son alimentadas por fusión.

Es una tarea difícil crear reactores de fusión porque ningún material sólido es estable a temperaturas tan altas y los dispositivos mecánicos no pueden contener el plasma en el que se producen las reacciones de fusión. Dos técnicas para contener el plasma a la densidad y temperatura necesarias para una reacción de fusión son actualmente el foco de esfuerzos intensivos de investigación: La contención por un campo magnético en un reactor tokamak y el uso de haces láser enfocados. Sin embargo, en la actualidad no hay reactores de fusión autosostenibles en funcionamiento en el mundo, aunque las reacciones de fusión controladas a pequeña escala se han ejecutado durante períodos muy breves.

Este texto es adaptado de la Openstax, Química 2e, Sección 21.4: Transmutación y Energía Nuclear.