Fusión Nuclear: Proceso de Unión de Núcleos Atómicos y Su Energía, Apuntes de Ingeniería

¡Descarga Fusión Nuclear: Proceso de Unión de Núcleos Atómicos y Su Energía y más Apuntes en PDF de Ingeniería solo en Docsity! Fusión nuclear (Redirigido desde «Termonuclear») Tr ala navegaciónIt a la búsqueda Fusión de deuterio con tritio, por la cual se producen helio 4, se liberan un neutrón y se generan 17,59 MeV de energ la, como cantidad de masa apropiada convertida de la energía cinética de los productos, según la fórmula E= Am c2. En fisica nuclear, fusión nuclear es el proceso por el cual varios núcleos atómicos de carga similar se unen y forman un núcleo más pesado.1 2 Simultáneamente se libera o absorbe una cantidad enorme de energía, que permite a la ma teria entrar en un estado plasmático. La fusión de dos núcleos de menor masa que el hierro (en este elemento y en el níquel ocurre la mayor energía de en lace nuclear por nucleón) libera energía en general. Por el contrario, la fusión de núcleos más pesados que el hierro a bsorbe energía. En el proceso inverso, la fisión nuclear, estos fenómenos suceden en sentidos opuestos. En el caso m ás simple de fusión, en el hidrógeno, dos protones deben acercarse lo suficiente para que la interacción nuclear fuerte pueda superar su repulsión eléctrica mutua y obtener la posterior liberación de energía. En la naturaleza ocurre fusió n nuclear en las estrellas, incluido el Sol. En su interior las temperaturas son cercanas a 15 millones de kelvin. Por ell o alas reacciones de fusión se les denomina Termonucleares. En varias empresas se ha logrado también la fusión (ar tificial), aunque todavía no ha sido totalmente controlada. Sobre la base de los experimentos de transmutación nuclea T 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 etap as del ciclo principal de la fusión nuclear en las estrellas. La investigación acerca de la fusión para fines militares se i nició en la década de 1940 como parte del Proyecto Manhattan, pero no tuvo éxito hasta 1952. La indagación relativ aa fusión controlada con fines civiles se inició en la década de 1950, y continúa hasta el presente. Índice 1 Requisitos 2 Confinamiento electrostático estable para fusión nuclear 3 Otros medios 4 Véase también 5 Notas y referencias 6 Enlaces externos Requisitos 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 electrostát ica. A grandes distancias, dos núcleos se repelen debido a la fuerza de repulsión electrostática entre sus protones, car gados positivamente. Sin embargo, si se pueden acercar dos núcleos lo suficiente, debido a la interacción nuclear fue tte, 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 ti enen más vecinos nucleones que los existentes en la superficie. Ya que la relación entre área de superficie y volumen de los múcleos 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 equiv alga al de casi cuatro nucleones. Por otra parte, la fuerza electrostática es inversa al cuadrado de la distancia. Así, a u n protón añadido a un núcleo le afectará una repulsión electrostática de todos los otros protones. Por tanto, debido a 1 a fuerza electrostática, cuando los núcleos se hacen más grandes, la energía electrostática por nucleón aumenta sin lí mite. 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 fe nómeno. 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 ta maño del núcleo, hasta llegar a los elementos hierro y niquel, y un posterior descenso en los núcleos más pesados. Fi nalmente la energía de enlace nuclear se convierte en negativa, y los núcleos más pesados (con más de 208 nucleone s, correspondientes a un diámetro de alrededor de seis nucleones) no son estables. Cuatro núcleos muy estrechament e unidos, en orden decreciente de energía de enlace nuclear, son 62Ni, 58Fe, 56Fe, y 60Ni.3 A pesar de que el isóto po de níquel 62Ni es más estable, el isótopo de hierro 56Fe es un orden de magnitud más común. Esto se debe a may or tasa de desintegración de 62Ni en el interior de las estrellas, impulsada por absorción de fotones. Una notable excepción a esta tendencia general es el núcleo helio 4He, cuya energía de enlace es mayor que la del lit lo, el siguiente elemento por incremento de peso. En el principio de exclusión de Pauli se proporciona una explicació n a esta excepción: debido a que los protones y los neutrones son fermiones,4 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 te ndría 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 fisión; b) abundancia —y buen precio-[cita requerida] de 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 pastill a de combustible pequeña, que se calienta y se genera una implosión: desde todos los puntos se colapsa y se compri me hasta un volumen mínimo, lo cual provoca la fusión nuclear. Confinamiento electrostático estable para fusión nuclear Como se puede apreciar en el dibujo de arriba, se basa en circunscripción total de iones de hidrógeno, confinados ele ctrostáticamente. Los beneficios de este confinamiento son múltiples: El grosor de la esfera de cobre anula la inestabilidad causada por errores de simetría. La ionización del hidrógeno se genera fácilmente por el campo eléctrico que absorbe los electrones sin disminuir la i ntensidad de ese campo. Se puede obtener un campo eléctrico intenso, lo cual evitaría fuga de los iones de hidrógeno. La energía necesaria es menor que la consumida por un reactor de fusión que genere un campo electromagnético par a confinar los iones. La fusión nuclear se logra por medio de compresión-descompresión, aumentando o disminuyendo la intensidad del e ampo eléctrico.5 Para ello se aumenta o se disminuye la velocidad del generador de electricidad. Como moderador d e neutrones se puede utilizar plomo, aunque habría que probar su eficacia. Otros medios Confinamiento inercial Confinamiento magnético Confinamiento por pinzamiento Confinamiento gravitacional Véase también Física nuclear Fisión nuclear Procesos nucleares Energía de fusión Reactores de fusión nuclear Historia de la fusión nuclear Fusión aneutrónica Notas y referencias