Fusión nuclear

Sobre la base de los experimentos de transmutación nuclear de Ernest Rutherford, conducidos pocos años antes, Mark Oliphant, en 1932, observó por primera vez la fusión de núcleos ligeros (isótopos de hidrógeno). Posteriormente, durante el resto de ese decenio, Hans Bethe estudió las etapas del ciclo principal de la fusión nuclear en las estrellas. La investigación acerca de la fusión para fines militares se inició en la década de 1940 como parte del Proyecto Manhattan, pero no tuvo éxito hasta 1952. La indagación relativa a fusión controlada con fines civiles se inició en la década de 1950, y continúa hasta el presente.[3]

El 5 de diciembre de 2022, el NIF (National Ignition Facility), logró, en un experimento de fusión nuclear por confinamiento inercial, un factor de ganancia positivo, es decir, consiguió que la reacción de fusión nuclear llevada a cabo liberara más energía que la introducida en el combustible.[4][5][6][7]

El 13 de diciembre de 2022, el Departamento de Energía de los Estados Unidos anunció que el 5 de diciembre de 2022, habían logrado con éxito el punto de equilibrio de fusión, "entregando 2,05 megajulios (MJ) de energía al objetivo, lo que resulta en 3. 15 MJ de producción de energía de fusión". [8]

Antes de este avance, las reacciones de fusión controlada habían sido incapaces de producir una fusión controlada de equilibrio (autosostenida).[9] Los dos enfoques más avanzados para ello son la confinamiento magnético (diseños toroidales) y el confinamiento inercial (diseños láser). 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). Se prevé que el ITER finalice su fase de construcción en 2025. 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.[10]

Las empresas privadas que persiguen la comercialización de la fusión nuclear recibieron 2.600 millones de dólares en financiación privada solo en 2021, que fueron a parar a muchas startups notables, entre ellas Commonwealth Fusion Systems, Helion Energy Inc, General Fusion, TAE Technologies Inc. y Zap Energy Inc.[11].

La reacción protón-protón en cadena, rama I, domina en estrellas del tamaño del Sol o menores

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El ciclo CNO domina en estrellas más pesadas que el Sol

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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. La fusión de núcleos en una estrella, a partir de su abundancia inicial de hidrógeno y helio, proporciona esa energía y sintetiza nuevos núcleos. En función de la masa de la estrella (y, por tanto, de la presión y la temperatura de su núcleo), intervienen distintas cadenas de reacciones.

Hacia 1920, Arthur Eddington anticipó el descubrimiento y el mecanismo de los procesos de fusión nuclear en las estrellas, en su artículo La constitución interna de las estrellas.[12][13] Por aquel entonces, se desconocía la fuente de energía estelar; Eddington especuló correctamente que la fuente era la fusión del hidrógeno en helio, liberando una enorme energía según Ecuación de Einstein. E = mc². 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 artículo de Eddington razonaba que:

1. La principal teoría de la energía estelar, la hipótesis de la contracción, debería hacer que la rotación de una estrella se acelerara visiblemente debido a la conservación del momento angular. Pero las observaciones de las estrellas variables Cefeidas mostraron que esto no ocurría.
2. La única otra fuente plausible de energía conocida era la conversión de materia en energía; Einstein había demostrado unos años antes que una pequeña cantidad de materia equivalía a una gran cantidad de energía.
3. Francis Aston también había demostrado recientemente que la masa de un átomo de helio era aproximadamente un 0. 8% menos que la masa de los cuatro átomos de hidrógeno que, combinados, formarían un átomo de helio (según la teoría de la estructura atómica entonces vigente, que sostenía que el peso atómico era la propiedad distintiva entre los elementos; los trabajos de Henry Moseley y Antonius van den Broek demostrarían más tarde que la carga nucleica era la propiedad distintiva y que, por tanto, un núcleo de helio estaba formado por dos núcleos de hidrógeno más masa adicional). Esto sugería que si tal combinación podía ocurrir, liberaría una energía considerable como subproducto.
4. Si una estrella contuviera sólo un 5% de hidrógeno fusible, bastaría para explicar cómo obtienen su energía las estrellas. (Ahora se sabe que la mayoría de las estrellas "ordinarias" contienen mucho más del 5% de hidrógeno).
5. También podrían fusionarse otros elementos, y otros científicos habían especulado con que las estrellas eran el "crisol" en el que los elementos ligeros se combinaban para crear elementos pesados, pero sin mediciones más precisas de sus masas atómicas no se podía decir nada más en aquel momento.

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.

Para que pueda ocurrir la fusión debe superarse una importante barrera de energía producida por la fuerza electrostática. A grandes distancias, dos núcleos se repelen debido a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones, cargados positivamente. Sin embargo, si se pueden acercar dos núcleos lo suficiente, debido a la interacción nuclear fuerte, que en distancias cortas es mayor, se puede superar la repulsión electrostática.

Cuando un nucleón (protón o neutrón) se añade a un núcleo, la fuerza nuclear atrae a otros nucleones, pero —debido al corto alcance de esta fuerza— principalmente a sus vecinos inmediatos. Los nucleones del interior de un núcleo tienen más vecinos nucleones que los existentes en la superficie. Ya que la relación entre área de superficie y volumen de los núcleos menores es mayor, por lo general la energía de enlace por nucleón debido a la fuerza nuclear aumenta según el tamaño del núcleo, pero se aproxima a un valor límite correspondiente al de un núcleo cuyo diámetro equivalga al de casi cuatro nucleones. Por otra parte, la fuerza electrostática es inversa al cuadrado de la distancia. Así, a un protón añadido a un núcleo le afectará una repulsión electrostática de todos los otros protones. Por tanto, debido a la fuerza electrostática, cuando los núcleos se hacen más grandes, la energía electrostática por nucleón aumenta sin límite.

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.

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. Finalmente la energía de enlace nuclear se convierte en negativa, y los núcleos más pesados (con más de 208 nucleones, correspondientes a un diámetro de alrededor de seis nucleones) no son estables. Cuatro núcleos muy estrechamente unidos, en orden decreciente de energía de enlace nuclear, son ⁶²Ni, ⁵⁸Fe, ⁵⁶Fe, y ⁶⁰Ni.[14] A pesar de que el isótopo de níquel ⁶²Ni es más estable, el isótopo de hierro ⁵⁶Fe es un orden de magnitud más común. Esto se debe a la mayor tasa de desintegración del ⁶²Ni en el interior de las estrellas, impulsada por la absorción de fotones.

Una notable excepción a esta tendencia general es el núcleo helio ⁴He, cuya energía de enlace es mayor que la del litio, el siguiente elemento por incremento de peso. En el principio de exclusión de Pauli se proporciona una explicación a esta excepción: debido a que los protones y los neutrones son fermiones,[15] no pueden existir en el mismo estado. A causa de que el núcleo del ⁴He está integrado por dos protones y dos neutrones, de modo que sus cuatro nucleones pueden estar en el estado fundamental, su energía de enlace es anormalmente grande. Cualquier nucleón adicional tendría que ubicarse en estados de energía superiores.

Tres ventajas de la fusión nuclear son:
a) en gran parte sus desechos no revisten la problemática de los provenientes de la fisión;
b) abundancia –y buen precio–^{[cita requerida]} de las materias primas, principalmente del isótopo de hidrógeno deuterio (D);
c) si una instalación dejara de funcionar se apagaría inmediatamente, sin peligro de fusión no nuclear.

En un diseño prometedor, para iniciar la reacción, varios rayos láser de alta potencia transfieren energía a una pastilla de combustible pequeña, que se calienta y se genera una implosión: desde todos los puntos se colapsa y se comprime hasta un volumen mínimo, lo cual provoca la fusión nuclear.

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• «What is Nuclear Fusion?». NuclearFiles.org. Archivado desde el original el 28 de septiembre de 2006. Consultado el 12 de enero de 2006.
• S. Atzeni; J. Meyer-ter-Vehn (2004). «Nuclear fusion reactions». The Physics of Inertial Fusion. University of Oxford Press. ISBN 978-0-19-856264-1. Archivado desde el original el 24 de enero de 2005.
• G. Brumfiel (22 de mayo de 2006). «Chaos could keep fusion under control». Nature. S2CID 62598131.
• R.W. Bussard (9 de noviembre de 2006). «Should Google Go Nuclear? Clean, Cheap, Nuclear Power». Google TechTalks. Archivado desde el original el 26 de abril de 2007.
• A. Wenisch; R. Kromp; D. Reinberger (November 2007). «Science or Fiction: Is there a Future for Nuclear?». Austrian Institute of Ecology.
• M. Kikuchi, K. Lackner; M. Q. Tran (2012). Fusion Physics. International Atomic Energy Agency. p. 22. ISBN 9789201304100.
• R.K. Janev, ed. (1995). Atomic and Molecular Processes in Fusion Edge Plasmas. Springer US. ISBN 978-1-4757-9319-2.

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• FusionWiki (en inglés)