Fusión nuclear

Proceso que ocurre naturalmente en estrellas donde se combinan nucleones atómicos

Este artículo trata sobre la reacción atómica. Para conocer su uso en la producción de energía, consulte Fusion power . Para otros usos, consulte Fusion (desambiguación) .

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 500 millones de toneladas métricas de hidrógeno por segundo.

La curva de energía de enlace nuclear . La formación de núcleos con masas de hasta hierro-56 libera energía, como se ilustra arriba.

Física nuclear
Nucleus  · nucleones  ( p , n )  · la materia nuclear  · fuerza nuclear  · estructura Nuclear  · reacción Nuclear
Modelos del núcleo Gota de líquido  · Modelo de capa nuclear  · Modelo de bosón interactivo  · Ab initio
Clasificación de nucleidos Isótopos - iguales Z Isobaras - iguales A Isotonos - iguales N Isodiaphers - iguales N  -       Isómeros Z - iguales a todos los anteriores Núcleos espejo  - Z ↔ N Estable  · Magia  · Par / impar  · Halo  ( Borromeo )
Estabilidad nuclear Energía de unión  · Relación p – n  · Línea de goteo  · Isla de estabilidad  · Valle de estabilidad  · Nuclido estable
Desintegración radioactiva Alfa α  · Beta β  ( 2β , β + )  · Captura de K / L  · Isomérico  ( Gamma γ  · Conversión interna )  · Fisión espontánea  · Desintegración de racimos  · Emisión de neutrones  · Emisión de protones Energía de desintegración  · cadena de desintegración  · producto de desintegración  · nucleido radiogénica
Fisión nuclear Espontáneo  · Productos  ( ruptura de pares )  · Photofission
Captura de procesos electrón ( 2 × )  · neutrón  ( s  · r )  · protón  ( p  · rp )
Procesos de alta energía Espalación ( por rayos cósmicos )  · Fotodisintegración
Nucleosíntesis y astrofísica nuclear Procesos de fusión nuclear : Estelar  · Big Bang  · Supernova Nuclides: Primordial  · Cosmogénico  · Artificial
Física nuclear de alta energía Plasma de quark-gluón  · RHIC  · LHC
Científicos Álvarez  · Becquerel  · Bethe  · A. Bohr  · N. Bohr  · Chadwick  · Cockcroft  · Ir. Curie  · P. Curie  · Pi. Curie  · Skłodowska-Curie  · Davisson  · Fermi  · Hahn  · Jensen  · Lawrence  · Mayer  · Meitner  · Oliphant  · Oppenheimer  · Proca  · Purcell  · Rabi  · Rutherford  · Soddy · Strassmann  · Świątecki  · Szilárd  · Teller  · Thomson  · Walton  · Wigner
v t mi

La fusión nuclear es una reacción en la que dos o más núcleos atómicos se combinan para formar uno o más núcleos atómicos diferentes y partículas subatómicas ( neutrones o protones ). La diferencia de masa entre los reactivos y los productos se manifiesta como liberación o absorción de energía . Esta diferencia en masa surge debido a la diferencia en la energía de enlace atómica entre los núcleos antes y después de la reacción. La fusión es el proceso que impulsa las estrellas activas o de secuencia principal y otras estrellas de gran magnitud , donde se liberan grandes cantidades de energía .

Un proceso de fusión que produce núcleos más ligeros que el hierro-56 o el níquel-62 generalmente liberará energía. Estos elementos tienen una masa relativamente pequeña por nucleón y una gran energía de enlace por nucleón . La fusión de núcleos más ligeros que estos libera energía (un proceso exotérmico ), mientras que la fusión de núcleos más pesados ​​da como resultado la energía retenida por los nucleones del producto, y la reacción resultante es endotérmica . Lo contrario es cierto para el proceso inverso, la fisión nuclear . Esto significa que los elementos más ligeros, como el hidrógeno y el helio , son en general más fusibles; mientras que los elementos más pesados, como el uranio ,torio y plutonio , son más fisionables. El evento astrofísico extremo de una supernova puede producir suficiente energía para fusionar núcleos en elementos más pesados ​​que el hierro.

En 1920, Arthur Eddington sugirió que la fusión de hidrógeno y helio podría ser la principal fuente de energía estelar. El túnel cuántico fue descubierto por Friedrich Hund en 1929, y poco después Robert Atkinson y Fritz Houtermans utilizaron las masas medidas de elementos ligeros para mostrar que se podían liberar grandes cantidades de energía fusionando núcleos pequeños. Sobre la base de los primeros experimentos de transmutación nuclear de Ernest Rutherford , Mark Oliphant logró la fusión en laboratorio de isótopos de hidrógeno.en 1932. En el resto de esa década, Hans Bethe elaboró ​​la teoría del ciclo principal de fusión nuclear en las estrellas . La investigación sobre la fusión con fines militares comenzó a principios de la década de 1940 como parte del Proyecto Manhattan . La fusión nuclear autosostenible se llevó a cabo por primera vez el 1 de noviembre de 1952, en la prueba de la bomba de hidrógeno (termonuclear) de Ivy Mike .

La investigación sobre el desarrollo de la fusión controlada dentro de los reactores de fusión ha estado en curso desde la década de 1940, pero la tecnología aún está en su fase de desarrollo.

Proceso

Fusión de deuterio con tritio creando helio-4 , liberando un neutrón y liberando 17,59 MeV como energía cinética de los productos mientras desaparece una cantidad correspondiente de masa, de acuerdo con la cinética E = ∆ mc ² , donde Δ m es la disminución de la masa total en reposo de partículas. ^[1]

La liberación de energía con la fusión de elementos ligeros se debe a la interacción de dos fuerzas opuestas: la fuerza nuclear , que combina protones y neutrones, y la fuerza de Coulomb , que hace que los protones se repelan entre sí. Los protones están cargados positivamente y se repelen entre sí por la fuerza de Coulomb, pero, no obstante, pueden mantenerse unidos, lo que demuestra la existencia de otra fuerza de corto alcance denominada atracción nuclear. ^[2]Los núcleos ligeros (o núcleos más pequeños que el hierro y el níquel) son lo suficientemente pequeños y pobres en protones, lo que permite que la fuerza nuclear supere la repulsión. Esto se debe a que el núcleo es lo suficientemente pequeño como para que todos los nucleones sientan la fuerza de atracción de corto alcance al menos con tanta fuerza como la repulsión de Coulomb de alcance infinito. La acumulación de núcleos a partir de núcleos más ligeros por fusión libera la energía extra de la atracción neta de partículas. Sin embargo, para núcleos más grandes , no se libera energía, ya que la fuerza nuclear es de corto alcance y no puede continuar actuando en escalas de longitud nuclear más largas. Por tanto, la energía no se libera con la fusión de tales núcleos; en cambio, se requiere energía como entrada para tales procesos.

La fusión alimenta a las estrellas y produce prácticamente todos los elementos en un proceso llamado nucleosíntesis . El Sol es una estrella de secuencia principal y, como tal, 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 y produce 616 millones de toneladas métricas de helio por segundo. La fusión de elementos más ligeros en las estrellas libera energía y la masa que siempre la acompaña. Por ejemplo, en la fusión de dos núcleos de hidrógeno para formar helio, el 0,645% de la masa se elimina en forma de energía cinética de una partícula alfa u otras formas de energía, como la radiación electromagnética. ^[3]

Se necesita una energía considerable para forzar la fusión de los núcleos, incluso los del elemento más ligero, el hidrógeno . Cuando se acelera a velocidades lo suficientemente altas, los núcleos pueden superar esta repulsión electrostática y acercarse lo suficiente como para que la fuerza nuclear atractiva sea ​​mayor que la fuerza repulsiva de Coulomb. La fuerza fuerte crece rápidamente una vez que los núcleos están lo suficientemente cerca, y los nucleones en fusión pueden esencialmente "caer" entre sí y el resultado es la fusión y la producción de energía neta. La fusión de núcleos más ligeros, que crea un núcleo más pesado y, a menudo, un neutrón o protón libre , generalmente libera más energía de la necesaria para forzar a los núcleos a unirse; este es un proceso exotérmico que puede producir reacciones autosuficientes.

Energíaliberada en la mayoría de las reacciones nucleares es mucho mayor que en las reacciones químicas , porque la energía de enlace que mantiene unido un núcleo es mayor que la energía que mantiene los electrones en un núcleo. Por ejemplo, la energía de ionización obtenida al agregar un electrón a un núcleo de hidrógeno es13,6  eV: menos de una millonésima parte del17,6  MeV liberados en la reacción deuterio - tritio (D – T) que se muestra en el diagrama adyacente. Las reacciones de fusión tienen una densidad de energía muchas veces mayor que la fisión nuclear ; las reacciones producen mucha más energía por unidad de masa, aunque las reacciones de fisión individuales son generalmente mucho más enérgicas que las de fusión individuales , que son millones de veces más energéticas que las reacciones químicas. Solo conversión directa de masa en energía , como la causada por la colisión aniquiladora de materia y antimateria., es más energético por unidad de masa que la fusión nuclear. (La conversión completa de un gramo de materia liberaría 9 × 10 ¹³ julios de energía).

La investigación sobre el uso de la fusión para la producción de electricidad se ha llevado a cabo durante más de 60 años. Aunque la fusión controlada es generalmente manejable con la tecnología actual (por ejemplo, fusores ), el logro exitoso de la fusión económica se ha visto obstaculizado por dificultades científicas y tecnológicas; no obstante, se han logrado importantes avances. En la actualidad, las reacciones de fusión controladas no han podido producir una fusión controlada de equilibrio (autosostenida). ^[4] Los dos enfoques más avanzados son el confinamiento magnético (diseños toroidales) y el confinamiento inercial (diseños láser).

Se están desarrollando diseños viables para un reactor toroidal que teóricamente entregará diez veces más energía de fusión que la cantidad necesaria para calentar el plasma a las temperaturas requeridas (ver ITER ). Se espera que la instalación del ITER termine su fase de construcción en 2025. Comenzará a poner en servicio el reactor ese mismo año e iniciará experimentos con plasma en 2025, pero no se espera que comience la fusión completa deuterio-tritio hasta 2035. ^[5]

De manera similar, General Fusion , con sede en Canadá , que está desarrollando un sistema de energía nuclear de fusión objetivo magnetizado, tiene como objetivo construir su planta de demostración para 2025. ^[6]

La Instalación Nacional de Ignición de EE. UU. , Que utiliza la fusión por confinamiento inercial impulsada por láser , fue diseñada con el objetivo de lograr una fusión equilibrada ; los primeros experimentos con objetivos láser a gran escala se realizaron en junio de 2009 y los experimentos de ignición comenzaron a principios de 2011. ^{[7] [8]}

Fusión nuclear en estrellas

La reacción en cadena protón-protón , rama I, domina en estrellas del tamaño del Sol o más pequeñas.

El ciclo CNO domina en estrellas más pesadas que el Sol.

Un proceso de fusión importante 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. Están involucradas diferentes cadenas de reacción, dependiendo de la masa de la estrella (y por lo tanto la presión y temperatura en su núcleo).

Alrededor de 1920, Arthur Eddington anticipó el descubrimiento y el mecanismo de los procesos de fusión nuclear en las estrellas, en su artículo The Internal Constitution of the Stars . ^{[9] [10]} En ese momento, la fuente de energía estelar era un completo misterio; Eddington especuló correctamente que la fuente era la fusión de hidrógeno en helio, liberando una energía enorme según la ecuación de Einstein E = mc ² . Este fue un desarrollo particularmente notable ya que en ese momento aún no se habían descubierto la fusión y la energía termonuclear, ni siquiera que las estrellas estén compuestas en gran parte de hidrógeno (ver metalicidad ). El artículo de Eddington razonaba que:

1. La teoría principal de la energía estelar, la hipótesis de la contracción , debería hacer que la rotación de las estrellas se acelere visiblemente debido a la conservación del momento angular . Pero las observaciones de estrellas variables Cefeidas mostraron que esto no estaba sucediendo.
2. La única otra fuente de energía plausible conocida era la conversión de materia en energía; Einstein había demostrado algunos años antes que una pequeña cantidad de materia era equivalente 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% menor que la masa de los cuatro átomos de hidrógeno que, combinados, formarían un átomo de helio (de acuerdo con la teoría de la estructura atómica que prevalecía en ese momento que tenía un peso atómico ser la propiedad distintiva entre los elementos; el trabajo de Henry Moseley y Antonius van den Broek demostraría más tarde que la carga nucleica era la propiedad distintiva y que, por tanto, un núcleo de helio constaba de dos núcleos de hidrógeno más masa adicional). Esto sugirió que si pudiera ocurrir tal combinación, liberaría una energía considerable como subproducto.
4. Si una estrella contuviera solo un 5% de hidrógeno fusible, sería suficiente explicar cómo las estrellas obtienen su energía. (Ahora sabemos que la mayoría de las estrellas 'ordinarias' contienen mucho más del 5% de hidrógeno).
5. También podrían fusionarse más elementos, y otros científicos habían especulado 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 ese momento.

Todas estas especulaciones demostraron ser correctas en las décadas siguientes.

La fuente principal de energía solar, y la de las estrellas de tamaño similar, es la fusión de hidrógeno para formar helio (la reacción en cadena protón-protón ), que se produce a una temperatura del núcleo solar de 14 millones de kelvin. El resultado neto es la fusión de cuatro protones en una partícula alfa , con la liberación de dos positrones y dos neutrinos (que transforma dos de los protones en neutrones) y energía. En estrellas más pesadas, el ciclo de CNO y otros procesos son más importantes. A medida que una estrella consume una fracción sustancial de su hidrógeno, comienza a sintetizar elementos más pesados. Los elementos más pesados ​​se sintetizan por fusión que se produce cuando una estrella más masiva sufre una supernova violenta.al final de su vida, un proceso conocido como nucleosíntesis de supernova .

Requisitos

Debe superarse una barrera energética sustancial de fuerzas electrostáticas antes de que pueda producirse la fusión. A grandes distancias, dos núcleos desnudos se repelen entre sí debido a la fuerza electrostática repulsiva entre sus protones cargados positivamente . Si dos núcleos pueden ser llevados lo suficientemente cerca juntos, sin embargo, la repulsión electrostática puede ser superado por el efecto cuántico en la que puede núcleos túnel a través de las fuerzas de Coulomb.

Cuando se agrega un nucleón como un protón o un neutrón a un núcleo, la fuerza nuclear lo atrae a todos los demás nucleones del núcleo (si el átomo es lo suficientemente pequeño), pero principalmente a sus vecinos inmediatos debido al corto rango de la fuerza. Los nucleones del interior de un núcleo tienen más nucleones vecinos que los de la superficie. Dado que los núcleos más pequeños tienen una relación superficie-volumen mayor, la energía de enlace por nucleón debido a la fuerza nuclear generalmente aumenta con el tamaño del núcleo, pero se acerca a un valor límite correspondiente al de un núcleo con un diámetro de aproximadamente cuatro nucleones. . Es importante tener en cuenta que los nucleones son objetos cuánticos.. Entonces, por ejemplo, dado que dos neutrones en un núcleo son idénticos entre sí, el objetivo de distinguir uno del otro, como cuál está en el interior y cuál está en la superficie, de hecho no tiene sentido, y la inclusión de Por tanto, la mecánica cuántica es necesaria para realizar cálculos adecuados.

La fuerza electrostática, por otro lado, es una fuerza de cuadrado inverso , por lo que un protón agregado a un núcleo sentirá una repulsión electrostática de todos los demás protones en el núcleo. La energía electrostática por nucleón debido a la fuerza electrostática aumenta sin límite a medida que aumenta el número atómico de los núcleos.

La fuerza electrostática entre los núcleos cargados positivamente es repulsiva, pero cuando la separación es lo suficientemente pequeña, el efecto cuántico atraviesa la pared. Por lo tanto, el requisito previo para la fusión es que los dos núcleos se acerquen lo suficiente durante un tiempo suficiente para que actúe el túnel cuántico.

El resultado neto de las fuerzas nucleares fuertes y electrostáticas opuestas es que la energía de enlace por nucleón generalmente aumenta con el tamaño creciente, hasta los elementos hierro y níquel , y luego disminuye para núcleos más pesados. Finalmente, la energía de enlace se vuelve negativa y los núcleos muy pesados ​​(todos con más de 208 nucleones, correspondientes a un diámetro de aproximadamente 6 nucleones) no son estables. Los cuatro núcleos más estrechamente unidos, en orden decreciente de energía de enlace por nucleón, son62Ni, 58Fe, 56Fe, y 60Ni. ^[11] Aunque el isótopo de níquel ,⁶²
Ni
, es más estable, el isótopo de hierro ⁵⁶
Fe
es un orden de magnitud más común. Esto se debe al hecho de que no hay una manera fácil para que las estrellas creen⁶²
Ni
a través del proceso alfa.

Una excepción a esta tendencia general es el núcleo de helio-4 , cuya energía de enlace es mayor que la del litio , el siguiente elemento más pesado. Esto se debe a que los protones y los neutrones son fermiones , que según el principio de exclusión de Pauli no pueden existir en el mismo núcleo en exactamente el mismo estado. Cada estado de energía de un protón o neutrón en un núcleo puede acomodar tanto una partícula de rotación hacia arriba como una partícula hacia abajo. El helio-4 tiene una energía de enlace anómalamente grande porque su núcleo consta de dos protones y dos neutrones (es una energía doblemente mágicanúcleo), por lo que sus cuatro nucleones pueden estar en el estado fundamental. Cualquier nucleón adicional tendría que pasar a estados de mayor energía. De hecho, el núcleo de helio-4 está tan unido que en la física nuclear se lo trata comúnmente como una sola partícula de la mecánica cuántica, a saber, la partícula alfa .

La situación es similar si se juntan dos núcleos. A medida que se acercan, todos los protones de un núcleo repelen a todos los protones del otro. Hasta que los dos núcleos no se acercan lo suficiente durante el tiempo suficiente para que la fuerte fuerza nuclear pueda hacerse cargo (a través de un túnel), no se supera la repulsiva fuerza electrostática. En consecuencia, incluso cuando el estado energético final es menor, existe una gran barrera energética que primero debe superarse. Se llama barrera de Coulomb .

La barrera de Coulomb es más pequeña para los isótopos de hidrógeno, ya que sus núcleos contienen solo una carga positiva. Un diprotón no es estable, por lo que los neutrones también deben estar involucrados, idealmente de tal manera que un núcleo de helio, con su unión extremadamente fuerte, sea uno de los productos.

Utilizando combustible deuterio-tritio , la barrera de energía resultante es de aproximadamente 0,1 MeV. En comparación, la energía necesaria para eliminar un electrón del hidrógeno es de 13,6 eV, unas 7500 veces menos energía. El resultado (intermedio) de la fusión es un núcleo de ⁵ He inestable , que inmediatamente expulsa un neutrón con 14,1 MeV. La energía de retroceso del núcleo de ⁴ He restante es de 3,5 MeV, por lo que la energía total liberada es de 17,6 MeV. Esto es muchas veces más de lo que se necesitaba para superar la barrera energética.

La velocidad de la reacción de fusión aumenta rápidamente con la temperatura hasta que se maximiza y luego cae gradualmente. La velocidad de DT alcanza su punto máximo a una temperatura más baja (alrededor de 70 keV u 800 millones de kelvin) y a un valor más alto que otras reacciones comúnmente consideradas para la energía de fusión.

La sección transversal de la reacción (σ) es una medida de la probabilidad de una reacción de fusión en función de la velocidad relativa de los dos núcleos reactivos. Si los reactivos tienen una distribución de velocidades, por ejemplo, una distribución térmica, entonces es útil realizar un promedio sobre las distribuciones del producto de la sección transversal y la velocidad. Este promedio se llama 'reactividad', denotado <σv>. La velocidad de reacción (fusiones por volumen por tiempo) es <σv> multiplicado por el producto de las densidades del número de reactivos:

${\displaystyle f=n_{1}n_{2}\langle \sigma v\rangle .}$

Si una especie de núcleos está reaccionando con un núcleo como él mismo, como la reacción DD, entonces el producto debe ser reemplazado por .${\displaystyle n_{1}n_{2}}$${\displaystyle n^{2}/2}$

${\displaystyle \langle \sigma v\rangle }$aumenta desde prácticamente cero a temperaturas ambiente hasta magnitudes significativas a temperaturas de 10 - 100  keV. A estas temperaturas, muy por encima de las energías de ionización típicas (13,6 eV en el caso del hidrógeno), los reactantes de fusión existen en estado de plasma .

La importancia de en función de la temperatura en un dispositivo con un tiempo de confinamiento de energía particular se encuentra considerando el criterio de Lawson . Esta es una barrera extremadamente desafiante de superar en la Tierra, lo que explica por qué la investigación de la fusión ha tardado muchos años en alcanzar el estado técnico avanzado actual. ^[12]${\displaystyle \langle \sigma v\rangle }$

Fusión artificial

Artículo principal: Poder de fusión

Fusión termonuclear

Artículo principal: fusión termonuclear

Si la materia se calienta lo suficiente (por lo tanto, es plasma ) y se confina, pueden ocurrir reacciones de fusión debido a colisiones con energías cinéticas térmicas extremas de las partículas. Las armas termonucleares producen lo que equivale a una liberación incontrolada de energía de fusión . Los conceptos de fusión termonuclear controlada utilizan campos magnéticos para confinar el plasma.

Fusión por confinamiento inercial

Artículo principal: Fusión por confinamiento inercial

La fusión por confinamiento inercial ( ICF ) es un método destinado a liberar energía de fusión calentando y comprimiendo un objetivo de combustible, típicamente una pastilla que contiene deuterio y tritio .

Confinamiento electrostático inercial

Artículo principal: confinamiento electrostático inercial

El confinamiento electrostático inercial es un conjunto de dispositivos que utilizan un campo eléctrico para calentar iones a condiciones de fusión. El más conocido es el fusor . A partir de 1999, varios aficionados han podido realizar una fusión amateur utilizando estos dispositivos caseros. ^{[13] [14] [15] [16]} Otros dispositivos IEC incluyen: los conceptos Polywell , MIX POPS ^[17] y Marble. ^[18]

Fusión haz-haz o haz-objetivo

Artículo principal: Fusión de haz en colisión

Si la energía para iniciar la reacción proviene de la aceleración de uno de los núcleos, el proceso se denomina fusión haz-objetivo ; si ambos núcleos se aceleran, es fusión haz-haz .

La fusión de iones de luz basada en aceleradores es una técnica que utiliza aceleradores de partículas para lograr energías cinéticas de partículas suficientes para inducir reacciones de fusión de iones de luz. Acelerar los iones ligeros es relativamente fácil y se puede hacer de manera eficiente, requiriendo solo un tubo de vacío, un par de electrodos y un transformador de alto voltaje; la fusión se puede observar con tan solo 10 kV entre los electrodos. El problema clave con la fusión basada en aceleradores (y con los objetivos fríos en general) es que las secciones transversales de fusión son muchos órdenes de magnitud más bajas que las secciones transversales de interacción de Coulomb. Por lo tanto, la gran mayoría de iones gastan su energía emitiendo radiación bremsstrahlung y la ionización de los átomos del objetivo. Dispositivos denominados generadores de neutrones de tubo selladoson particularmente relevantes para esta discusión. Estos pequeños dispositivos son aceleradores de partículas en miniatura llenos de gas deuterio y tritio en una disposición que permite que los iones de esos núcleos se aceleren contra objetivos de hidruro, que también contienen deuterio y tritio, donde se produce la fusión, liberando un flujo de neutrones. Cada año se producen cientos de generadores de neutrones para su uso en la industria del petróleo, donde se utilizan en equipos de medición para localizar y cartografiar las reservas de petróleo.

Para superar el problema de la radiación bremsstrahlung en la fusión Beam-target, las compañías de energía Tri-Alpha y Helion han sugerido un enfoque combinatorio, este método se basa en la interpenetración de dos plasmoides dirigidos de manera opuesta. ^[19] Los trabajos teóricos representan que al crear y calentar dos plasmoides en colisión frontal acelerados hasta algunos kilo electronvoltios de energía térmica que es baja en comparación con la requerida para la fusión termonuclear, la ganancia neta de fusión es posible incluso con combustibles aneutrónicos como p- 11 B . Para alcanzar las condiciones necesarias de equilibrio por este método, los plasmoides acelerados deben tener suficientes velocidades de colisión del orden de algunos miles de kilómetros por segundo (10 ⁶m / s) según el tipo de combustible de fusión. ^[20] Además, la densidad de los plasmoides debe estar entre los criterios de fusión inercial y magnética.

Fusión catalizada por muones

La fusión catalizada por muones es un proceso de fusión que se produce a temperaturas normales. Steven Jones lo estudió en detalle a principios de la década de 1980. La producción de energía neta a partir de esta reacción no ha tenido éxito debido a la alta energía requerida para crear muones , su corta vida media de 2.2 µs y la alta probabilidad de que un muón se una a la nueva partícula alfa y por lo tanto deje de catalizar la fusión. ^[21]

Otros principios

La variable de configuración Tokamak à , reactor de fusión de investigación, en la École Polytechnique Fédérale de Lausanne (Suiza).

Se han investigado algunos otros principios de confinamiento.

• La fusión inicializada con antimateria utiliza pequeñas cantidades de antimateria para desencadenar una pequeña explosión de fusión. Esto se ha estudiado principalmente en el contexto de hacer factibles la propulsión nuclear por pulsos y las bombas de fusión pura . Esto no está cerca de convertirse en una fuente de energía práctica, debido solo al costo de fabricación de antimateria.

• La fusión piroeléctrica fue reportada en abril de 2005 por un equipo de UCLA . Los científicos utilizaron un cristal piroeléctrico calentado de -34 a 7 ° C (-29 a 45 ° F), combinado con una aguja de tungsteno para producir un campo eléctrico de aproximadamente 25 gigavoltios por metro para ionizar y acelerar los núcleos de deuterio en un objetivo de deuteruro de erbio. . En los niveles de energía estimado, ^[22] la reacción de fusión DD puede ocurrir, produciendo helio-3 y una MeV 2,45 neutrones. Aunque es un generador de neutrones útil, el aparato no está diseñado para la generación de energía, ya que requiere mucha más energía de la que produce. ^{[23] [24] [25] [26]}

• La fusión-fisión nuclear híbrida (energía nuclear híbrida) es un medio propuesto para generar energía mediante el uso de una combinación de procesos de fusión y fisión nuclear . El concepto se remonta a la década de 1950 y Hans Bethe lo defendió brevemente durante la década de 1970, pero permaneció en gran parte sin explorar hasta un resurgimiento del interés en 2009, debido a los retrasos en la realización de la fusión pura. ^[27]

• El proyecto PACER , llevado a cabo en el Laboratorio Nacional de Los Alamos (LANL) a mediados de la década de 1970, exploró la posibilidad de un sistema de energía de fusión que implicaría la explosión de pequeñas bombas de hidrógeno (bombas de fusión) dentro de una cavidad subterránea. Como fuente de energía, el sistema es el único sistema de energía de fusión que se pudo demostrar que funciona con la tecnología existente. Sin embargo, también requeriría un gran suministro continuo de bombas nucleares, lo que haría que la economía de tal sistema fuera bastante cuestionable.

• La fusión de burbujas, también llamada sonofusión, fue un mecanismo propuesto para lograr la fusión a través de la cavitación sónica que saltó a la fama a principios de la década de 2000. Los intentos posteriores de replicación fracasaron y el investigador principal, Rusi Taleyarkhan , fue declarado culpable de mala conducta en la investigación en 2008 ^[28].

Reacciones importantes

Cadenas de reacción estelares

A las temperaturas y densidades de los núcleos estelares, las velocidades de las reacciones de fusión son notoriamente lentas. Por ejemplo, a la temperatura del núcleo solar ( T ≈ 15 MK) y la densidad (160 g / cm ³ ), la tasa de liberación de energía es de solo 276 μW / cm ^3, aproximadamente una cuarta parte de la tasa volumétrica a la que un cuerpo humano en reposo genera calor. . ^[29] Por lo tanto, la reproducción de las condiciones del núcleo estelar en un laboratorio para la producción de energía de fusión nuclear es completamente impráctica. Debido a que las velocidades de reacción nuclear dependen tanto de la densidad como de la temperatura y la mayoría de los esquemas de fusión operan a densidades relativamente bajas, esos métodos dependen en gran medida de temperaturas más altas. La velocidad de fusión en función de la temperatura (exp (- E / kT)), lleva a la necesidad de alcanzar temperaturas en los reactores terrestres entre 10 y 100 veces más altas que en los interiores estelares: T ≈ 0,1–1,0 × 10 ⁹ K.

Criterios y candidatos para reacciones terrestres

Artículo principal: Fusion power § Combustibles

En la fusión artificial, el combustible primario no está limitado a protones y se pueden usar temperaturas más altas, por lo que se eligen reacciones con secciones transversales más grandes. Otra preocupación es la producción de neutrones, que activan radiológicamente la estructura del reactor, pero también tienen la ventaja de permitir la extracción volumétrica de la energía de fusión y la reproducción del tritio . Las reacciones que no liberan neutrones se denominan aneutrónicas .

Para ser una fuente de energía útil, una reacción de fusión debe satisfacer varios criterios. Debería:

Ser exotérmico

Esto limita los reactivos al lado bajo Z (número de protones) de la curva de energía de enlace . También produce helio4Él el producto más común debido a su unión extraordinariamente apretada, aunque 3Él y 3H también aparecen.

Involucran núcleos de bajo número atómico ( Z )

Esto se debe a que la repulsión electrostática que debe superarse antes de que los núcleos estén lo suficientemente cerca para fusionarse está directamente relacionada con la cantidad de protones que contiene: su número atómico. ^{[ cita requerida ]}

Tienen dos reactivos

A densidades inferiores a las estelares, tres colisiones corporales son demasiado improbables. En el confinamiento inercial, se exceden tanto las densidades estelares como las temperaturas para compensar las deficiencias del tercer parámetro del criterio de Lawson, el muy corto tiempo de confinamiento de ICF.

Tener dos o más productos

Esto permite la conservación simultánea de energía y momento sin depender de la fuerza electromagnética.

Conserva tanto protones como neutrones

Las secciones transversales de la interacción débil son demasiado pequeñas.

Pocas reacciones cumplen con estos criterios. Los siguientes son los que tienen las secciones transversales más grandes: ^{[30] [31]}

(1)

2 1D

+

3 1T

→

4 2Él

(

3,52  MeV

)

+

n 0

(

14,06  MeV

)

(2i)

2 1D

+

2 1D

→

3 1T

(

1,01  MeV

)

+

p +

(

3,02  MeV

)

50%

(2ii)

→

3 2Él

(

0,82  MeV

)

+

n 0

(

2,45  MeV

)

50%

(3)

2 1D

+

3 2Él

→

4 2Él

(

3,6  MeV

)

+

p +

(

14,7  MeV

)

(4)

3 1T

+

3 1T

→

4 2Él

+

2  n 0

+

11,3  MeV

(5)

3 2Él

+

3 2Él

→

4 2Él

+

2  p +

+

12,9  MeV

(6i)

3 2Él

+

3 1T

→

4 2Él

+

p +

+

n 0

+

12,1  MeV

57%

(6ii)

→

4 2Él

(

4,8  MeV

)

+

2 1D

(

9,5  MeV

)

43%

(7i)

2 1D

+

6 3Li

→

2 4 2Él

+

22,4  MeV

(7ii)

→

3 2Él

+

4 2Él

+

n 0

+

2,56  MeV

(7iii)

→

7 3Li

+

p +

+

5,0  MeV

(7iv)

→

7 4Ser

+

n 0

+

3,4  MeV

(8)

p +

+

6 3Li

→

4 2Él

(

1,7  MeV

)

+

3 2Él

(

2,3  MeV

)

(9)

3 2Él

+

6 3Li

→

2 4 2Él

+

p +

+

16,9  MeV

(10)

p +

+

11 5B

→

3 4 2Él

+

8,7  MeV

Nucleosíntesis
Nucleosíntesis estelar Nucleosíntesis del Big Bang Nucleosíntesis de supernova Espalación de rayos cósmicos
Temas relacionados
Astrofísica Fusión nuclear Proceso R S-proceso Fisión nuclear
v t mi

Para reacciones con dos productos, la energía se divide entre ellos en proporción inversa a sus masas, como se muestra. En la mayoría de las reacciones con tres productos, la distribución de energía varía. Para reacciones que pueden dar como resultado más de un conjunto de productos, se dan las proporciones de ramificación.

Algunos candidatos a reacción se pueden eliminar de una vez. La reacción D- ⁶ Li no tiene ninguna ventaja en comparación con p + -11 5B porque es aproximadamente tan difícil de quemar pero produce sustancialmente más neutrones a través de 2 1D-2 1Dreacciones secundarias. También hay una p + -7 3Lireacción, pero la sección transversal es demasiado baja, excepto posiblemente cuando T _i > 1 MeV, pero a temperaturas tan altas, una reacción endotérmica de producción directa de neutrones también se vuelve muy significativa. Finalmente también hay una p + -9 4Ser reacción, que no solo es difícil de quemar, sino 9 4Ser puede inducirse fácilmente a dividirse en dos partículas alfa y un neutrón.

Además de las reacciones de fusión, las siguientes reacciones con neutrones son importantes para "criar" tritio en bombas de fusión "secas" y algunos reactores de fusión propuestos:

n 0	+	6 3Li	→	3 1T	+	4 2Él + 4.784 MeV
n 0	+	7 3Li	→	3 1T	+	4 2Él+ n 0 - 2,467 MeV

La última de las dos ecuaciones era desconocida cuando los EE. UU. Realizaron la prueba de la bomba de fusión Castle Bravo en 1954. Siendo solo la segunda bomba de fusión jamás probada (y la primera en usar litio), los diseñadores de Castle Bravo "Shrimp" habían entendido el utilidad del ⁶ Li en la producción de tritio, pero no había reconocido que la fisión del ⁷ Li aumentaría considerablemente el rendimiento de la bomba. Mientras que ⁷ Li tiene una sección transversal de neutrones pequeña para energías de neutrones bajas, tiene una sección transversal más alta por encima de 5 MeV. ^[32] El rendimiento de 15 Mt fue un 150% mayor que los 6 Mt previstos y provocó una exposición inesperada a la lluvia radiactiva.

Para evaluar la utilidad de estas reacciones, además de los reactivos, los productos y la energía liberada, es necesario saber algo sobre la sección transversal nuclear . Cualquier dispositivo de fusión tiene una presión de plasma máxima que puede soportar, y un dispositivo económico siempre funcionaría cerca de este máximo. Dada esta presión, la mayor salida de fusión se obtiene cuando se elige la temperatura de manera que <σv> / T ² sea ​​un máximo. Esta es también la temperatura a la que el valor del producto triple nT τ requerido para la ignición es mínimo, ya que ese valor requerido es inversamente proporcional a <σv> / T ² (ver criterio de Lawson). (Un plasma se "enciende" si las reacciones de fusión producen suficiente energía para mantener la temperatura sin calentamiento externo.) Esta temperatura óptima y el valor de <σv> / T ² a esa temperatura se dan para algunas de estas reacciones a continuación mesa.

Gasolina	T [keV]	<σv> / T 2 [m 3 / s / keV 2 ]
2 1D -3 1T	13,6	1,24 × 10 −24
2 1D -2 1D	15	1,28 × 10 −26
2 1D -3 2Él	58	2,24 × 10 −26
p + -6 3Li	66	1,46 × 10 −27
p + -11 5B	123	3,01 × 10 −27

Tenga en cuenta que muchas de las reacciones forman cadenas. Por ejemplo, un reactor alimentado con³
₁T
y ³
₂Él
crea algunos ²
₁D
, que luego es posible utilizar en el ²
₁D
-³
₂Él
reacción si las energías son "correctas". Una idea elegante es combinar las reacciones (8) y (9). los³
₂Él
de la reacción (8) puede reaccionar con ⁶
₃Li
en la reacción (9) antes de termalizar completamente. Esto produce un protón energético, que a su vez experimenta la reacción (8) antes de termalizarse. Un análisis detallado muestra que esta idea no funcionaría bien, ^{[ cita requerida ]} pero es un buen ejemplo de un caso en el que la suposición habitual de un plasma maxwelliano no es apropiada.

Neutronicidad, requisito de confinamiento y densidad de potencia

Cualquiera de las reacciones anteriores puede, en principio, ser la base de la producción de energía de fusión . Además de la temperatura y la sección transversal discutidas anteriormente, debemos considerar la energía total de los productos de fusión E _fus , la energía de los productos de fusión cargados E _ch y el número atómico Z del reactivo no hidrógeno.

Especificación del ²
₁D
-²
₁D
Sin embargo, la reacción conlleva algunas dificultades. Para empezar, se debe promediar entre las dos ramas (2i) y (2ii). Más difícil es decidir cómo tratar la³
₁T
y ³
₂Él
productos. ³
₁T
arde tan bien en un plasma de deuterio que es casi imposible extraerlo del plasma. los²
₁D
-³
₂Él
La reacción se optimiza a una temperatura mucho más alta, por lo que el quemado en el óptimo ²
₁D
-²
₁D
la temperatura puede ser baja. Por tanto, parece razonable suponer³
₁T
pero no el ³
₂Él
se quema y agrega su energía a la reacción neta, lo que significa que la reacción total sería la suma de (2i), (2ii) y (1):

5 2 1D → 4 2Él+ 2 n 0 +3 2Él+ P + , E _fus = 4,03 + 3,27 = 17,6 + 24,9 MeV, E _ch = 4,03 + 0,82 + 3,5 = 8,35 MeV.

Para calcular la potencia de un reactor (en el que la velocidad de reacción está determinada por el paso DD), contamos el ²
₁D
-²
₁D
energía de fusión por reacción DD como E _fus = (4.03 MeV + 17.6 MeV) × 50% + (3.27 MeV) × 50% = 12.5 MeV y la energía en partículas cargadas como E _ch = (4.03 MeV + 3.5 MeV) × 50% + (0,82 MeV) × 50% = 4,2 MeV. (Nota: si el ion tritio reacciona con un deuterón mientras todavía tiene una gran energía cinética, entonces la energía cinética del helio-4 producido puede ser bastante diferente de 3,5 MeV, ^[33] por lo que este cálculo de energía en partículas cargadas es sólo una aproximación del promedio.) La cantidad de energía por deuterón consumida es 2/5 de esto, o 5.0 MeV (una energía específica de aproximadamente 225 millones de MJ por kilogramo de deuterio).

Otro aspecto único de la ²
₁D
-²
₁D
reacción es que sólo hay un reactivo, que debe tenerse en cuenta al calcular la velocidad de reacción.

Con esta elección, tabulamos los parámetros de cuatro de las reacciones más importantes.

Gasolina	Z	E fus [MeV]	E ch [MeV]	neutronicidad
2 1D -3 1T	1	17,6	3,5	0,80
2 1D -2 1D	1	12,5	4.2	0,66
2 1D -3 2Él	2	18,3	18,3	0,05
p + -11 5B	5	8.7	8.7	0,001 ≈

La última columna es la neutronicidad de la reacción, la fracción de la energía de fusión liberada como neutrones. Este es un indicador importante de la magnitud de los problemas asociados con los neutrones, como el daño por radiación, el blindaje biológico, la manipulación remota y la seguridad. Para las dos primeras reacciones se calcula como ( E _fus - E _ch ) / E _fus . Para las dos últimas reacciones, donde este cálculo daría cero, los valores citados son estimaciones aproximadas basadas en reacciones secundarias que producen neutrones en un plasma en equilibrio térmico.

Por supuesto, los reactivos también deben mezclarse en las proporciones óptimas. Este es el caso cuando cada ion reactivo más sus electrones asociados representan la mitad de la presión. Suponiendo que la presión total es fija, esto significa que la densidad de partículas del ion no hidrógeno es menor que la del ion hidrógeno en un factor 2 / ( Z +1). Por lo tanto, la velocidad de estas reacciones se reduce en el mismo factor, además de cualquier diferencia en los valores de <σv> / T ² . Por otro lado, porque el²
₁D
-²
₁D
La reacción tiene un solo reactivo, su velocidad es dos veces mayor que cuando el combustible se divide entre dos especies hidrógenas diferentes, creando así una reacción más eficiente.

Por tanto, existe una "penalización" de (2 / (Z + 1)) para los combustibles no hidrógenos que surge del hecho de que requieren más electrones, que absorben presión sin participar en la reacción de fusión. (Por lo general, es una buena suposición que la temperatura del electrón será casi igual a la temperatura del ión. Sin embargo, algunos autores discuten la posibilidad de que los electrones se mantengan sustancialmente más fríos que los iones. En tal caso, se conoce como "ion caliente modo ", la" penalización "no se aplicaría.) Hay al mismo tiempo una" bonificación "de un factor 2 para²
₁D
-²
₁D
porque cada ion puede reaccionar con cualquiera de los otros iones, no solo con una fracción de ellos.

Ahora podemos comparar estas reacciones en la siguiente tabla.

Gasolina	<σv> / T 2	penalización / bonificación	reactividad inversa	Criterio de Lawson	densidad de potencia (W / m 3 / kPa 2 )	relación inversa de densidad de potencia
2 1D -3 1T	1,24 × 10 −24	1	1	1	34	1
2 1D -2 1D	1,28 × 10 −26	2	48	30	0,5	68
2 1D -3 2Él	2,24 × 10 −26	2/3	83	dieciséis	0,43	80
p + -6 3Li	1,46 × 10 −27	1/2	1700		0,005	6800
p + -11 5B	3,01 × 10 −27	1/3	1240	500	0,014	2500

El valor máximo de <σv> / T ² se toma de una tabla anterior. El factor "penalización / bonificación" es el relacionado con un reactivo no hidrógeno o una reacción de una sola especie. Los valores de la columna "reactividad inversa" se obtienen dividiendo 1,24 × 10 ^{- 24} por el producto de la segunda y tercera columnas. Indica el factor por el cual las otras reacciones ocurren más lentamente que el2 1D-3 1Treacción en condiciones comparables. La columna " Criterio de Lawson " pondera estos resultados con E _ch y da una indicación de cuánto más difícil es lograr la ignición con estas reacciones, en relación con la dificultad para el2 1D-3 1Treacción. La penúltima columna está etiquetada como "densidad de potencia" y pondera la reactividad práctica por E _fus . La columna final indica cuánto menor es la densidad de potencia de fusión de las otras reacciones en comparación con la2 1D-3 1T reacción y puede considerarse una medida del potencial económico.

Pérdidas de Bremsstrahlung en plasmas isotrópicos cuasineutrales

Los iones que se fusionan en muchos sistemas esencialmente nunca ocurrirán solos, sino que se mezclarán con electrones que, en conjunto, neutralizan la carga eléctrica general de los iones y forman un plasma . Los electrones generalmente tendrán una temperatura comparable o mayor que la de los iones, por lo que chocarán con los iones y emitirán radiación de rayos X de energía de 10-30 keV, un proceso conocido como Bremsstrahlung .

El enorme tamaño del Sol y las estrellas significa que los rayos X producidos en este proceso no escaparán y depositarán su energía nuevamente en el plasma. Se dice que son opacos a los rayos X. Pero cualquier reactor de fusión terrestre será ópticamente delgado para rayos X de este rango de energía. Los rayos X son difíciles de reflejar, pero se absorben eficazmente (y se convierten en calor) en acero inoxidable de menos de mm de espesor (que es parte del escudo de un reactor). Esto significa que el proceso de bremsstrahlung saca energía del plasma y lo enfría.

La relación entre la energía de fusión producida y la radiación de rayos X perdida en las paredes es una importante cifra de mérito. Esta relación generalmente se maximiza a una temperatura mucho más alta que la que maximiza la densidad de potencia (consulte la subsección anterior). La siguiente tabla muestra estimaciones de la temperatura óptima y la relación de potencia a esa temperatura para varias reacciones:

Gasolina	T i (keV)	P fusión / P Bremsstrahlung
2 1D -3 1T	50	140
2 1D -2 1D	500	2.9
2 1D -3 2Él	100	5.3
3 2Él -3 2Él	1000	0,72
p + -6 3Li	800	0,21
p + -11 5B	300	0,57

Es probable que las proporciones reales de fusión a potencia Bremsstrahlung sean significativamente más bajas por varias razones. Por un lado, el cálculo asume que la energía de los productos de fusión se transmite completamente a los iones de combustible, que luego pierden energía a los electrones por colisiones, que a su vez pierden energía por Bremsstrahlung. Sin embargo, debido a que los productos de fusión se mueven mucho más rápido que los iones de combustible, cederán una fracción significativa de su energía directamente a los electrones. En segundo lugar, se supone que los iones del plasma son puramente iones de combustible. En la práctica, habrá una proporción significativa de iones impurezas, que luego reducirán la proporción. En particular, los productos de fusión mismos deben permanecer en el plasma hasta que hayan renunciado a su energía, y lo harápermanecer algún tiempo después de eso en cualquier esquema de confinamiento propuesto. Por último, se han descuidado todos los canales de pérdida de energía distintos de Bremsstrahlung. Los dos últimos factores están relacionados. Sobre bases teóricas y experimentales, el confinamiento de partículas y energía parece estar estrechamente relacionado. En un esquema de confinamiento que hace un buen trabajo reteniendo energía, los productos de fusión se acumularán. Si los productos de fusión se expulsan de manera eficiente, el confinamiento de energía también será deficiente.

Las temperaturas que maximizan la potencia de fusión en comparación con la Bremsstrahlung son en todos los casos más altas que la temperatura que maximiza la densidad de potencia y minimiza el valor requerido del producto triple de fusión . Esto no cambiará el punto de funcionamiento óptimo para2 1D-3 1T mucho porque la fracción de Bremsstrahlung es baja, pero empujará a los otros combustibles a regímenes donde la densidad de potencia relativa a 2 1D-3 1Tes aún menor y el confinamiento requerido aún más difícil de lograr. Para2 1D-2 1D y 2 1D-3 2ÉlLas pérdidas de Bremsstrahlung serán un problema grave y posiblemente prohibitivo. Para3 2Él-3 2Él, p + -6 3Liy p + -11 5Blas pérdidas de Bremsstrahlung parecen hacer imposible un reactor de fusión que utilice estos combustibles con un plasma isotrópico cuasineutral. Se han considerado, pero rechazado, algunas formas de salir de este dilema. ^{[34] [35]} Esta limitación no se aplica a los plasmas no neutros y anisotrópicos ; sin embargo, estos tienen sus propios desafíos a los que enfrentarse.

Descripción matemática de la sección transversal

Fusión bajo la física clásica

En una imagen clásica, los núcleos pueden entenderse como esferas duras que se repelen entre sí a través de la fuerza de Coulomb pero se fusionan una vez que las dos esferas se acercan lo suficiente para entrar en contacto. Estimando el radio de un núcleo atómico como aproximadamente un femtómetro, la energía necesaria para la fusión de dos hidrógeno es:

${\displaystyle E_{\text{thresh}}={\frac {1}{4\pi \epsilon _{0}}}{\frac {Z_{1}Z_{2}}{r}}{\xrightarrow {\text{2 protons}}}{\frac {1}{4\pi \epsilon _{0}}}{\frac {e^{2}}{1{\text{ fm}}}}\approx 1.4{\text{ MeV}}}$

Esto implicaría que para el núcleo del sol, que tiene una distribución de Boltzmann con una temperatura de alrededor de 1,4 keV, la probabilidad de que el hidrógeno alcance el umbral es , es decir, que nunca se produciría la fusión. Sin embargo, la fusión en el sol ocurre debido a la mecánica cuántica.${\displaystyle 10^{-290}}$

Parametrización de sección transversal

La probabilidad de que se produzca una fusión aumenta considerablemente en comparación con la imagen clásica, gracias a la difuminación del radio efectivo como la longitud de onda de DeBroglie , así como al túnel cuántico a través de la barrera de potencial. Para determinar la velocidad de las reacciones de fusión, el valor de mayor interés es la sección transversal , que describe la probabilidad de que la partícula se fusione dando un área característica de interacción. Una estimación del área de la sección transversal de fusión a menudo se divide en tres partes:

${\displaystyle \sigma \approx \sigma _{geometry}\times T\times R}$

Donde es la sección transversal geométrica, T es la transparencia de la barrera y R son las características de reacción de la reacción. ${\displaystyle \sigma _{geometry}}$

${\displaystyle \sigma _{geometry}}$es del orden del cuadrado de la longitud de onda de De-Broglie donde es la masa reducida del sistema y es el centro de energía de masa del sistema. ${\displaystyle \sigma _{geometry}\approx \lambda ^{2}={\bigg (}{\frac {\hbar }{m_{r}v}}{\bigg )}^{2}\propto {\frac {1}{\epsilon }}}$${\displaystyle m_{r}}$${\displaystyle \epsilon }$

T se puede aproximar mediante la transparencia de Gamow, que tiene la forma: donde es el factor Gamow y proviene de estimar la probabilidad de túnel cuántico a través de la barrera potencial. ${\displaystyle T\approx e^{-{\sqrt {\epsilon _{G}/\epsilon }}}}$${\displaystyle \epsilon _{G}=(\pi \alpha Z_{1}Z_{2})^{2}\times 2m_{r}c^{2}}$

R contiene toda la física nuclear de la reacción específica y toma valores muy diferentes según la naturaleza de la interacción. Sin embargo, para la mayoría de las reacciones, la variación de es pequeña en comparación con la variación del factor Gamow y así se aproxima mediante una función llamada el Astrophysical S-factor de , , que está variando débilmente en energía. Juntando estas dependencias, una aproximación para la sección transversal de fusión en función de la energía toma la forma:${\displaystyle R(\epsilon )}$${\displaystyle S(\epsilon )}$

${\displaystyle \sigma (\epsilon )\approx {\frac {S(\epsilon )}{\epsilon }}e^{-{\sqrt {\epsilon _{G}/\epsilon }}}}$

Pueden obtenerse formas más detalladas de la sección transversal mediante modelos basados ​​en la física nuclear y la teoría de la matriz R.

Fórmulas de secciones transversales de fusión

El formulario de física del plasma del Laboratorio de Investigación Naval ^[36] da la sección transversal total en graneros como una función de la energía (en keV) de la partícula incidente hacia un ión objetivo en reposo ajustado por la fórmula:

${\displaystyle \sigma ^{NRL}(\epsilon )={\frac {A_{5}+{\big (}(A_{4}-A_{3}\epsilon )^{2}+1){\big )}^{-1}A_{2}}{\epsilon (e^{A_{1}\epsilon ^{-1/2}}-1)}}}$ con los siguientes valores de coeficiente:

Coeficientes de sección transversal del formulario de NRL

	DT (1)	DD (2i)	DD (2ii)	DHe 3 (3)	TT (4)	El 3 (6)
A1	45,95	46.097	47,88	89,27	38,39	123,1
A2	50200	372	482	25900	448	11250
A3	1.368e-2	4.36e-4	3.08e-4	3.98e-3	1.02e-3	0
A4	1.076	1,22	1,177	1.297	2,09	0
A5	409	0	0	647	0	0

Bosch-Hale ^[37] también reporta secciones transversales calculadas con matriz R que ajustan los datos de observación con los coeficientes de aproximación racionales de Padé . Con energía en unidades de keV y secciones transversales en unidades de milibares, el factor tiene la forma:

${\displaystyle \sigma ^{\text{Bosch-Hale}}(\epsilon )={\frac {A_{1}+\epsilon {\bigg (}A_{2}+\epsilon {\big (}A_{3}+\epsilon (A_{4}+\epsilon A_{5}){\big )}{\bigg )}}{1+\epsilon {\bigg (}B_{1}+\epsilon {\big (}B_{2}+\epsilon (B_{3}+\epsilon B_{4}){\big )}{\bigg )}}}}$, con los valores de los coeficientes:

Coeficientes de Bosch-Hale para la sección transversal de fusión

	DT (1)	DD (2ii)	DHe 3 (3)	El 4
${\displaystyle \epsilon _{G}}$	31.3970	68.7508	31.3970	34.3827
A1	5.5576e4	5.7501e6	5.3701e4	6.927e4
A2	2.1054e2	2.5226e3	3.3027e2	7.454e8
A3	-3.2638e-2	4.5566e1	-1.2706e-1	2.050e6
A4	1.4987e-6	0	2.9327e-5	5.2002e4
A5	1.8181e-10	0	-2.5151e-9	0
B1	0	-3.1995e-3	0	6.38e1
B2	0	-8.5530e-6	0	-9,95e-1
B3	0	5.9014e-8	0	6.981e-5
B4	0	0	0	1.728e-4
Rango de energía aplicable [keV]	0,5-5000	0,3-900	0,5-4900	0,5-550
${\displaystyle (\Delta S)_{\text{max}}\%}$	2.0	2.2	2.5	1,9

Secciones transversales nucleares promediadas de Maxwell

En los sistemas de fusión que están en equilibrio térmico, las partículas están en una distribución de Maxwell-Boltzmann , lo que significa que las partículas tienen un rango de energías centradas alrededor de la temperatura del plasma. El sol, los plasmas confinados magnéticamente y los sistemas de fusión por confinamiento inercial están bien modelados para estar en equilibrio térmico. En estos casos, el valor de interés es la sección transversal de fusión promediada en la distribución de Maxwell-Boltzmann. El formulario de física del plasma del Laboratorio de Investigación Naval tabula las reactividades de las secciones transversales de fusión promediadas de Maxwell en .${\displaystyle cm^{3}/sec}$

Tasas de reacción de fusión del formulario de NRL promediadas sobre las distribuciones de Maxwellian

Temperatura [keV]	DT (1)	DD (2ii)	DHe 3 (3)	TT (4)	El 3 (6)
1	5.5e-21	1.5e-22	1.0e-26	3.3e-22	1.0e-28
2	2.6e-19	5.4e-21	1.4e-23	7.1e-21	1.0e-25
5	1.3e-17	1.8e-19	6.7e-21	1.4e-19	2.1e-22
10	1.1e-16	1.2e-18	2.3e-19	7.2e-19	1.2e-20
20	4.2e-16	5.2e-18	3.8e-18	2.5e-18	2.6e-19
50	8.7e-16	2.1e-17	5.4e-17	8.7e-18	5.3e-18
100	8.5e-16	4.5e-17	1.6e-16	1.9e-17	2.7e-17
200	6.3e-16	8.8e-17	2.4e-16	4.2e-17	9.2e-17
500	3.7e-16	1.8e-16	2.3e-16	8.4e-17	2.9e-16
1000	2.7e-16	2.2e-16	1.8e-16	8.0e-17	5.2e-16

Para energías, los datos se pueden representar mediante:${\displaystyle T\leq 25{\text{ keV}}}$

${\displaystyle ({\overline {\sigma v}})_{DD}=2.33*10^{-14}*T^{-2/3}*e^{-18.76T^{-1/3}}{\frac {{\text{ cm}}^{3}}{\text{sec}}}}$

${\displaystyle ({\overline {\sigma v}})_{DT}=3.68*10^{-12}*T^{-2/3}*e^{-19.94T^{-1/3}}{\frac {{\text{ cm}}^{3}}{\text{sec}}}}$
con en unidades de .${\displaystyle T}$${\displaystyle keV}$

Ver también

• China Reactor de prueba de ingeniería de fusión
• Fusión fría
• Fusión de enfoque
• Fusenet
• Cohete de fusión
• Generador de impulsos
• Torus europeo conjunto
• Lista de experimentos de fusión
• Lista de artículos sobre plasma (física)
• Fuente de neutrones
• Energía nuclear
• Híbrido de fusión nuclear-fisión
• Física nuclear
• Reactor nuclear
• Nucleosíntesis
• Tabla periódica
• Poder pulsado
• Diseño Teller – Ulam
• Fusión termonuclear
• Cronología de la fusión nuclear
• Proceso triple-alfa

Revistas

• Ingeniería y diseño de fusión
• Ciencia y tecnología de fusión
• Diario de la energía de fusión
• Fusión nuclear

Referencias

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Lectura adicional

• "¿Qué es la fusión nuclear?" . 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). "Reacciones de fusión nuclear" (PDF) . La física de la fusión inercial . Universidad de Oxford Press . ISBN 978-0-19-856264-1. Archivado desde el original (PDF) el 24 de enero de 2005.
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Enlaces externos

Wikimedia Commons tiene medios relacionados con la fusión nuclear .

• NuclearFiles.org: un repositorio de documentos relacionados con la energía nuclear.
• Bibliografía comentada para la fusión nuclear de la Biblioteca digital de Alsos para cuestiones nucleares
• Formulario de NRL Fusion

Organizaciones

• Sitio web de Tokamak Energy (Milton Park, Abingdon)
• Sitio web de Fusion for Energy
• Sitio web del ITER (Reactor Termonuclear Experimental Internacional)
• Sitio web de CCFE (Culham Center for Fusion Energy)
• Sitio web de JET (Joint European Torus)
• Sitio web del Instituto Naka Fusion en JAEA (Agencia de Energía Atómica de Japón)