Energia rilasciata nelle reazioni di fusione

Velocità e resa delle reazioni di fusione

La resa energetica di una reazione tra nuclei e la velocità 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 una raccolta di particelle dello stesso tipo o di tipo diverso, c’è una possibilità misurabile che le particelle interagiscano. Le particelle possono interagire in molti modi, come semplicemente scattering, il che significa che cambiano direzione e scambiano energia, o possono subire una reazione di fusione nucleare. La misura della probabilità che le particelle interagiscano è chiamata sezione trasversale e la grandezza della sezione trasversale dipende dal tipo di interazione e dallo stato e dall’energia delle particelle. Il prodotto della sezione trasversale e la densità atomica della particella bersaglio è chiamato la sezione trasversale macroscopica. L’inverso della sezione trasversale 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 (solitamente sottile) fatto dello stesso 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 a un’altra, nonché le condizioni ottimali per una particolare reazione.

Le sezioni trasversali delle reazioni di fusione possono essere misurate sperimentalmente o calcolate teoricamente e sono state determinate per molte reazioni su un’ampia gamma di energie di particelle. Sono ben noti per applicazioni pratiche di energia di fusione e sono ragionevolmente ben noti, anche se con 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 luminosi negli stadi di combustione delle stelle. Tuttavia, è ben noto che due nuclei caricati positivamente 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 l’un l’altro abbastanza da subire una reazione di fusione a meno che non abbiano energia sufficiente per superare la barriera di Coulomb. Di conseguenza, la sezione trasversale per le reazioni di fusione tra particelle cariche è molto piccola a meno che l’energia delle particelle sia elevata, 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 carburante e perché il carburante 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 una ragionevole velocità di reazione di fusione e potenza.

Il fenomeno della barriera di Coulomb spiega anche una differenza fondamentale tra la generazione di energia per fusione nucleare e la fissione nucleare. Mentre la fissione di elementi pesanti può essere indotta da protoni o 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 di luce, si verifica solo quando le particelle sono sufficientemente energiche per superare la forza repulsiva di Coulomb. Ciò richiede la produzione e il riscaldamento dei reagenti gassosi allo stato ad alta temperatura noto come stato del plasma.