Energía liberada en reacciones de fusión

Velocidad y rendimiento de las reacciones de fusión

El rendimiento energético de una reacción entre núcleos y la velocidad de tales 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 simplemente dispersarse, lo que significa que cambian de dirección e intercambian energía, o pueden experimentar una reacción de fusión nuclear. La medida de la probabilidad de que las partículas interactúen se denomina sección transversal, y la magnitud de la sección transversal depende del tipo de interacción y el estado y la energía de las partículas. El producto de la sección transversal y 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 una partícula incidente viajará 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 a una energía dada, lo que permite que el haz interactúe con un objetivo (generalmente delgado) hecho del mismo material o de un material diferente, y midiendo las deflexiones o los productos de reacción. De esta manera es posible determinar la probabilidad relativa de un tipo de reacción de fusión frente a otro, así como las condiciones óptimas para una reacción en particular.

Las secciones transversales de las reacciones de fusión pueden medirse experimentalmente o calcularse teóricamente, y se han determinado para muchas reacciones en un amplio rango de energías de partículas. Son bien conocidos por sus aplicaciones prácticas de energía de fusión y razonablemente conocidos, aunque con lagunas, por su 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 cargados positivamente se repelen electrostáticamente, es decir, experimentan una fuerza repulsiva inversamente proporcional al cuadrado de la distancia que los separa. Esta repulsión se llama barrera de Coulomb (véase fuerza de Coulomb). Es muy poco probable que dos núcleos positivos se acerquen lo suficiente para experimentar una reacción de fusión a menos que tengan suficiente energía para superar la barrera de Coulomb. Como resultado, la sección transversal para las reacciones de fusión entre partículas cargadas es muy pequeña a menos que la energía de las partículas sea alta, al menos 104 electrones voltios (1 eV 1 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 arda y por qué el combustible para sistemas prácticos de energía de fusión debe calentarse a al menos 50.000.000 de kelvin (K; 90,000,000 ° F). Solo entonces se alcanzará una velocidad de reacción de fusión razonable y una potencia de salida.

El fenómeno de la barrera de Coulomb también explica una diferencia fundamental entre la generación de energía por fusión nuclear y la fisión nuclear. Mientras que la fisión de elementos pesados puede ser inducida por protones o neutrones, la generación de energía de fisión para aplicaciones prácticas depende de los neutrones para inducir reacciones de fisión en uranio o plutonio. Al no tener carga eléctrica, el neutrón puede entrar libremente en el núcleo incluso si su energía corresponde a la temperatura ambiente. La energía de fusión, que depende de la reacción de fusión entre núcleos de luz, ocurre solo cuando las partículas son lo suficientemente energéticas para superar la fuerza repulsiva de Coulomb. Esto requiere la producción y calentamiento de los reactivos gaseosos al estado de alta temperatura conocido como estado de plasma.