Fusión nuclear

La fusión atómica o fusión nuclear es el proceso físico por el que varios núcleos atómicos se unen para formar un elemento atómico más pesado, durante el cual se puede desprender una gran cantidad de energía.

La cantidad de energía que se desprende en el proceso depende de los núcleos atómicos implicados. En general, la fusión de dos núcleos de menos masa atómica que el hierro libera energía, mientras que la fusión de núcleos más pesados absorbe energía.

No hay que confundir la fusión nuclear con la transmutación nuclear: la transmutación es la conversión de un elemento en otro, un término tomado de la alquimia, pero que tiene su correspondencia en la realidad. Por ejemplo, en las centrales nucleares de fisión se produce cotidianamente, cuando el Uranio 238 absorbe un neutrón (Uranio 239) y posteriormente ocurre un decaimiento beta, quedando transformado el átomo en Plutonio 239.

Fusión en la realidad:

El ejemplo más simple de fisión nuclear sería la unión de dos núcleos de Hidrógeno para forma Helio. Para que esto pueda ocurrir, los dos núcleos se tiene que acercar lo suficiente como para que la interacción nuclear fuerte supere a las fuerzas de repulsión debidas a la interacción electromagnética. Algo enormemente difícil que no ocurre en condiciones normales.

Fusión natural:

Para superar las mencionadas fuerzas de repulsión entre los núcleos atómicos (con carga positiva) se necesita aplicar enormes presiones y temperaturas. Estas condiciones se dan de manera natural en las estrellas. Todas las estrellas son, en realidad, reactores naturales que fusionan núcleos ligeros para producir otros más pesados, liberando en el proceso una gran cantidad de calor y luz.

El físico alemán Hans Bethe describió en las década de los años 30 las diferentes etapas de este proceso.

De manera simplificada, todo empezaría con la concentración en el espacio de grandes de nubes de Hidrógeno (y en menor medida, Helio). La fuerza de atracción de la gravedad iría condensando estas nubes y reuniendo en torno a las mismas una cantidad creciente de materia. Estas bolas de Hidrógeno, al hacerse cada vez mayores, irían colapsando sobre sí mismas (es decir, aumentando increíblemente la presión) hasta el punto de que los núcleos atómicos de Hidrógeno se encontrarían suficientemente cerca como para fusionarse. En ese momento crítico, la bola de hidrógeno se encendería, sería la ignición de la estrella.

En algunas estrellas de masa mayor que el Sol, la fusión de núcleos de Helio podría producir núcleos de Carbono, que actuaría como catalizador para seguir uniendo protones para formar Helio.

Esta secuencia principal de fusión de Hidrógeno produciría la acumulación del Helio en el núcleo. Cuando esta acumulación fuera suficiente (en estrellas de masa considerable) y la presión en el mismo subiera hasta el nivel adecuado, se podría producir la ignición del ciclo del Helio (para producir Carbono), pudiendo tener dos capas de fusión, una de Helio en el núcleo y otra de Hidrógeno más exterior.

De manera similar (siempre si la masa es suficiente) se produciría la ignición de sucesivos ciclos (del Carbono, del Oxígeno, del Neón y del Silicio) en los que la estrella utilizaría núcleos más pesados para la fusión.

Estos ciclos cada vez aportarían menos energía y se agotarían más rápido, hasta llegar a convertir todo la materia de la estrella en hierro. La fusión de núcleos de hierro no libera energía, por lo que, en ese momento, el reactor que es la estrella se detendría.

Una estrella con suficiente masa que alcance la fase de quema de Silicio terminaría teniendo una especie de estructura de cebolla, con los elementos más pesados al centro y elementos más ligeros hacia el exterior.

Reactores de fusión:

Esta página debe ser ampliada o reestructurada