FUSIONE NUCLEARE CALDA - 1
Introduzione
La fusione nucleare consiste nell'unione di due nuclei leggeri in un nucleo più
pesante.
La fusione di due nuclei di idrogeno è la principale reazione che alimenta
le stelle (fusione controllata) e viene sfruttata nelle bombe nucleari all'idrogeno
(fusione incontrollata).
Qualsiasi coppia di nuclei può essere forzata a fondere.
Quando questo avviene il nucleo risultante ha troppi neutroni per essere stabile ed i neutroni in eccesso sono espulsi con notevole energia. I nuclei più leggeri, fondendo, producono più energia di quanta non sia servita per innescare la fusione rendendo la reazione esotermica e permettendole di auto alimentarsi. Nel caso opposto, nuclei pesanti con troppo pochi neutroni sono instabili e finiscono per dare origine al fenomeno di fissione nucleare. Al contrario della fusione, la fissione richiede talmente poca energia che avviene spontaneamente per nuclei sufficientemente pesanti. Questo non avviene invece per la fusione dove anche il nucleo di massa minore, l'idrogeno, richiede una quantità considerevole di energia per fondere.
L'energia totale contenuta in un nucleo, la cosiddetta “energia di legame”, è notevolmente superiore all'energia che, ad esempio, lega gli elettroni al nucleo. Pertanto l'energia rilasciata nella maggior parte delle reazioni nucleari è notevolmente maggiore di quella delle reazioni chimiche. Ad esempio l'energia di ionizzazione ottenuta dall'aggiunta di un elettrone all'idrogeno è di 13.6 eV mentre l'energia che viene rilasciata dalla reazione D -T (Deuterio-Trizio) mostrata in seguito è pari a 17 MeV (più di un milione di volte).
↑Requisiti perché la fusione abbia luogo
Ad opporsi alla reazione di fusione è principalmente una barriera energetica. La forza coulombiana, repulsiva, viene superata dalla forza nucleare forte che è superiore ma opera a distanze molto inferiori. La difficoltà consiste quindi nell'avvicinare i nuclei a sufficienza, in modo che la forza nucleare forte possa superare la barriera coulombiana.
L'intensità della repulsione tra due nuclei dipende dalla loro carica totale e, pertanto, dal numero di protoni che contengono. L'intensità della forza nucleare forte, invece, dipende dal numero di nucleoni. Dalla combinazione di questi fattori ne risulta un'energia limite che è minima per gli isotopi pesanti dell'idrogeno.
Il modo più semplice per fornire quest'energia è riscaldare i nuclei. La temperatura è infatti una misura dell'energia cinetica media di una sostanza, il che significa che alcuni atomi avranno un'energia maggiore, altri minore. Da una certa temperatura in poi è possibile che alcuni nuclei abbiano energia sufficiente ad originare reazioni di fusione.
La sezione d'urto (cross section) combina gli effetti della barriera di potenziale e della distribuzione di velocità dei nuclei in un'area efficace per le collisioni con conseguente fusione. Queste grandezze sono legate attraverso la seguente equazione:
f = nsv
dove n è la densità dei nuclei, s è la sezione d'urto, v è la velocità termica ed f è la frequenza delle collisioni che danno origine ad una reazione di fusione.
L'aumento di una qualsiasi di queste tre quantità porta all'aumento della frequenza delle reazioni di fusione. Inoltre la sezione d'urto è a sua volta funzione dell'energia termica dei nuclei. La sezione d'urto passa da circa zero a temperatura ambiente fino a valori significativi quando l'energia termica è pari a 10-100 KeV, ovvero a temperature superiori a 10.000.000 °K. Essendo queste energie ben al di sopra dell'energia di ionizzazione, le reazioni di fusione avvengono in uno stato fisico di plasma.
Per una qualsiasi data quantità di combustibile (ovvero i reagenti), il tasso di fusione f è costante. Così la misura dell'energia netta reale che è liberata è una funzione di f (e, in alternativa, della temperatura), del numero di particelle presenti in un'area particolare (la sua densità) e del tempo che rimangono insieme (il tempo di confinamento). Questo fatto può essere ben quantificato utilizzando quello che è comunemente noto come prodotto triplo di fusione:
nTT o pT dove p=nT
Il rilascio di energia utile da una reazione può così avvenire ad un valore basso di f. Ad esempio, le condizioni affinché all'interno di una stella di tipo G (come il Sole) avvenga una fusione sono effettivamente povere e i nuclei danno luogo ad una reazione di fusione solo una volta ogni 1029 secondi. Comunque, il fatto che il Sole contenga al suo interno 1059 nuclei indica che il numero di reazioni è molto alto e quindi continuerà ancora a vivere per alcuni miliardi di anni, fino a che, giunto alla fine del proprio combustibile, non rilascerà una enorme quantità di energia.
Sui pianeti di tipo terrestre, dove il combustibile per la fusione è costoso ed abbiamo una quantità di massa significativamente inferiore rispetto alle stelle, il tasso di fusione deve essere considerevolmente più grande e così le temperature molto più alte. Più alta la temperatura, più alta la pressione ed è più difficile confinare il plasma prodotto.
Per ogni particolare combustibile nucleare esiste un valore particolare di nTT che risulterà in una liberazione di energia maggiore di quella necessaria per riscaldarlo fino a far avvenire la reazione stessa. Tale affermazione è nota come il Criterio di Lawson. Per la reazione più semplice nel caso di combustibile deuterio-trizio (D -T) risulta che nTT è circa 1014 s/cm³, un valore che risulta difficilissimo da raggiungere.
Il criterio di Lawson definisce essenzialmente un valore minimo di energia che verrà prodotta dalla reazione di fusione, in genere chiamato punto di parità. Un altro livello energetico importante è il punto di innesco, dove il calore generato dalle reazioni è abbastanza grande da riscaldare il combustibile circostante per far fondere anche quello. I due numeri potrebbero sembrare gli stessi, ma il secondo tende ad essere considerevolmente più grande del primo, perché la maggior parte dell'energia tenderà ad "uscire" da ogni generatore di dimensione ragionevole. In una stella questo non è un problema, perché essa sarà abbastanza grande da intrappolare la grande maggioranza dell'energia, ma in un generatore posto su un pianeta o su una nave è molto più difficile trattenere l'energia generata.
