Física

Mientras disfruta del calor del sol de verano, un estudiante lee sobre el último avance en la consecución de energía termonuclear sostenida y recuerda vagamente haber oído hablar de la controversia sobre la fusión fría. Las tres cosas están conectadas. La energía del Sol se produce por fusión nuclear (véase la figura 1). La energía termonuclear es el nombre que recibe el uso de la fusión nuclear controlada como fuente de energía. Aunque la investigación en el ámbito de la energía termonuclear está progresando, siguen existiendo altas temperaturas y dificultades de contención. La controversia sobre la fusión fría se centró en las afirmaciones infundadas sobre la potencia práctica de la fusión a temperatura ambiente.

Figura 1. La energía del Sol se produce por fusión nuclear. (crédito: Spiralz)

La fusión nuclear es una reacción en la que dos núcleos se combinan, o se fusionan, para formar un núcleo mayor. Sabemos que todos los núcleos tienen menos masa que la suma de las masas de los protones y neutrones que los forman. La masa faltante multiplicada por c2 es igual a la energía de enlace del núcleo: cuanto mayor sea la energía de enlace, mayor será la masa faltante. También sabemos que BE/A, la energía de enlace por nucleón, es mayor para los núcleos de masa media y tiene un máximo en Fe (hierro). Esto significa que si dos núcleos de baja masa pueden fusionarse para formar un núcleo más grande, se puede liberar energía. El núcleo más grande tiene una mayor energía de enlace y menos masa por nucleón que los dos que se combinaron. Así, en la reacción de fusión se destruye masa y se libera energía (véase la figura 2). En promedio, la fusión de núcleos de baja masa libera energía, pero los detalles dependen de los nucleidos reales involucrados.

Figura 2. La fusión de núcleos ligeros para formar núcleos de masa media destruye masa, porque BE/A es mayor para los núcleos producto. Cuanto mayor sea la BE/A, menor será la masa por nucleón, por lo que la masa se convierte en energía y se libera en estas reacciones de fusión.

El mayor obstáculo para la fusión es la repulsión de Coulomb entre los núcleos. Dado que la fuerza nuclear atractiva que puede fusionar los núcleos es de corto alcance, la repulsión de las cargas positivas similares debe ser superada para acercar los núcleos lo suficiente como para inducir la fusión. La figura 3 muestra un gráfico aproximado de la energía potencial entre dos núcleos en función de la distancia entre sus centros. El gráfico es análogo a una colina con un pozo en su centro. Una bola rodada desde la derecha debe tener suficiente energía cinética para superar la joroba antes de caer en el pozo más profundo con una ganancia neta de energía. Lo mismo ocurre con la fusión. Si los núcleos reciben suficiente energía cinética para superar la energía potencial eléctrica debida a la repulsión, entonces pueden combinarse, liberar energía y caer en un pozo profundo. Una forma de conseguirlo es calentar el combustible de fusión a altas temperaturas para que la energía cinética del movimiento térmico sea suficiente para que los núcleos se unan.

Figura 3. Energía potencial entre dos núcleos ligeros graficada en función de la distancia entre ellos. Si los núcleos tienen suficiente energía cinética para superar la joroba de repulsión de Coulomb, se combinan, liberan energía y caen en un profundo pozo de atracción. El túnel a través de la barrera es importante en la práctica. Cuanto mayor sea la energía cinética y más suban las partículas por la barrera (o cuanto más baja sea la barrera), más probable será el paso por el túnel.

Podría pensarse que, en el núcleo de nuestro Sol, los núcleos entran en contacto y se fusionan. Sin embargo, en realidad, se necesitan temperaturas del orden de 108K para que los núcleos entren realmente en contacto, superando la temperatura del núcleo del Sol. La tunelización mecánica cuántica es lo que hace posible la fusión en el Sol, y la tunelización también es un proceso importante en la mayoría de las demás aplicaciones prácticas de la fusión. Dado que la probabilidad de tunelización es extremadamente sensible a la altura y la anchura de la barrera, el aumento de la temperatura incrementa enormemente la tasa de fusión. Cuanto más cerca estén los reactantes unos de otros, más probabilidades tendrán de fusionarse (véase la figura 4). Así, la mayor parte de la fusión en el Sol y otras estrellas tiene lugar en sus centros, donde las temperaturas son más altas. Además, para que la energía termonuclear sea una fuente práctica de energía se necesitan altas temperaturas.

Figura 4. (a) Dos núcleos que se dirigen el uno hacia el otro se ralentizan, luego se detienen y después salen volando sin tocarse ni fusionarse. (b) A energías más altas, los dos núcleos se acercan lo suficiente como para fusionarse a través de un túnel. La probabilidad de tunelización aumenta a medida que se acercan, pero no es necesario que se toquen para que se produzca la reacción.

El Sol produce energía mediante la fusión de protones o núcleos de hidrógeno 1H (de lejos el nucleido más abundante del Sol) en núcleos de helio 4He. La secuencia principal de reacciones de fusión forma lo que se denomina el ciclo protón-protón:

1H + 1H → 2H + e++ ve (0,42 MeV)

1H + 2H → 3He + γ (5,49 MeV)

3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV)

donde e+ representa un positrón y ve es un neutrino electrón. (La energía entre paréntesis es la liberada por la reacción.) Nótese que las dos primeras reacciones deben ocurrir dos veces para que la tercera sea posible, de modo que el ciclo consume seis protones (1H) pero devuelve dos. Además, los dos positrones producidos encontrarán dos electrones y se aniquilarán para formar otros cuatro rayos γ, para un total de seis. El efecto global del ciclo es, pues,

2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV)

donde los 26,7 MeV incluyen la energía de aniquilación de los positrones y electrones y se distribuyen entre todos los productos de la reacción. El interior solar es denso y las reacciones se producen en las profundidades del Sol, donde las temperaturas son más altas. La energía tarda unos 32.000 años en difundirse hacia la superficie e irradiarse. Sin embargo, los neutrinos escapan del Sol en menos de dos segundos, llevando su energía consigo, porque interactúan tan débilmente que el Sol es transparente a ellos. La retroalimentación negativa en el Sol actúa como un termostato para regular la producción total de energía. Por ejemplo, si el interior del Sol se calienta más de lo normal, la velocidad de reacción aumenta, produciendo energía que expande el interior. Esto lo enfría y reduce la velocidad de reacción. Por el contrario, si el interior se enfría demasiado, se contrae, aumentando la temperatura y la velocidad de reacción (véase la figura 5). Las estrellas como el Sol son estables durante miles de millones de años, hasta que una fracción significativa de su hidrógeno se ha agotado. Lo que ocurre entonces se discute en Introducción a las Fronteras de la Física.

Figura 5. La fusión nuclear en el Sol convierte los núcleos de hidrógeno en helio; la fusión se produce principalmente en el límite del núcleo de helio, donde la temperatura es más alta y queda suficiente hidrógeno. La energía liberada se difunde lentamente hacia la superficie, a excepción de los neutrinos, que escapan inmediatamente. La producción de energía se mantiene estable debido a los efectos de retroalimentación negativa.

Las teorías del ciclo protón-protón (y otros ciclos de producción de energía en las estrellas) fueron promovidas por el físico estadounidense de origen alemán Hans Bethe (1906-2005), a partir de 1938. Recibió el Premio Nobel de Física en 1967 por este trabajo, y ha hecho muchas otras contribuciones a la física y a la sociedad. Los neutrinos producidos en estos ciclos se escapan tan fácilmente que nos proporcionan un medio excelente para probar estas teorías y estudiar los interiores estelares. Desde hace más de cuatro décadas se construyen y operan detectores para medir los neutrinos solares (véase la figura 6). Aunque se detectan neutrinos solares y se observaron neutrinos procedentes de la Supernova 1987A (Figura 7), se observaron muy pocos neutrinos solares para ser consistentes con las predicciones de producción de energía solar. Después de muchos años, este problema del neutrino solar se resolvió con una mezcla de teoría y experimento que demostró que el neutrino sí tiene masa. También se descubrió que hay tres tipos de neutrinos, cada uno asociado a un tipo diferente de desintegración nuclear.

Figura 6. Este conjunto de tubos fotomultiplicadores forma parte del gran detector de neutrinos solares del Laboratorio Nacional de Aceleradores Fermi, en Illinois. En estos experimentos, los neutrinos interactúan con el agua pesada y producen destellos de luz, que son detectados por los tubos fotomultiplicadores. A pesar de su tamaño y del enorme flujo de neutrinos que chocan con él, se detectan muy pocos al día, ya que interactúan muy débilmente. Esta, por supuesto, es la misma razón por la que escapan tan fácilmente del Sol. (crédito: Fred Ullrich)

Figura 7. Las supernovas son la fuente de elementos más pesados que el hierro. La energía liberada potencia la nucleosíntesis. El análisis espectroscópico del anillo de material expulsado por la Supernova 1987A, observable en el hemisferio sur, muestra evidencias de elementos pesados. El estudio de esta supernova también proporcionó indicios de que los neutrinos podrían tener masa. (crédito: NASA, ESA y P. Challis)

El ciclo protón-protón no es una fuente de energía práctica en la Tierra, a pesar de la gran abundancia de hidrógeno (1H). La reacción 1H + 1H → 2H + e+ + ve tiene una probabilidad muy baja de ocurrir. (Por eso nuestro Sol durará unos diez mil millones de años). Sin embargo, otras reacciones de fusión son más fáciles de inducir. Entre ellas están:

2H + 2H → 3H + 1H (4,03 MeV)

2H + 2H → 3He + n (3,27 MeV)

2H + 3H → 4He + n (17.59 MeV)

2H + 2H → 4He + γ (23,85 MeV).

El deuterio (2H) es aproximadamente el 0,015% del hidrógeno natural, por lo que sólo en el agua de mar hay una inmensa cantidad. Además de la abundancia de combustible de deuterio, estas reacciones de fusión producen grandes energías por reacción (entre paréntesis), pero no producen muchos residuos radiactivos. El tritio (3H) es radiactivo, pero se consume como combustible (la reacción 2H + 3H → 4He + n), y los neutrones y γs pueden blindarse. Los neutrones producidos también pueden utilizarse para crear más energía y combustible en reacciones como

n + 1H → 2H + γ (20,68 MeV)

y

n + 1H → 2H + γ (2.22 MeV).

Nótese que estas dos últimas reacciones, y la de 2H + 2H → 4He + γ, ponen la mayor parte de su producción de energía en el rayo γ, y dicha energía es difícil de utilizar.

Las tres claves para la generación práctica de energía de fusión son conseguir las temperaturas necesarias para que las reacciones sean probables, aumentar la densidad del combustible y confinarlo el tiempo suficiente para producir grandes cantidades de energía. Estos tres factores -temperatura, densidad y tiempo- se complementan entre sí, por lo que una deficiencia en uno de ellos puede ser compensada por los otros. La ignición se define como el momento en que las reacciones producen suficiente energía para ser autosuficientes tras la interrupción de la entrada de energía externa. Este objetivo, que debe alcanzarse antes de que las plantas comerciales puedan ser una realidad, no se ha logrado. Otro hito, llamado punto de equilibrio, se produce cuando la potencia de fusión producida es igual a la potencia de calentamiento aportada. El punto de equilibrio casi se ha alcanzado y da esperanzas de que la ignición y las plantas comerciales puedan ser una realidad en unas pocas décadas.

Dos técnicas han demostrado ser muy prometedoras. La primera de ellas se denomina confinamiento magnético y utiliza la propiedad de que las partículas cargadas tienen dificultades para cruzar las líneas de campo magnético. El tokamak, que se muestra en la figura 8, se ha mostrado especialmente prometedor. La bobina toroidal del tokamak confina las partículas cargadas en una trayectoria circular con un giro helicoidal debido a los propios iones circulantes. En 1995, el reactor de prueba de fusión Tokamak, situado en Princeton (EE.UU.), alcanzó el récord mundial de temperaturas de plasma de hasta 500 millones de grados Celsius. Esta instalación funcionó entre 1982 y 1997. En Francia se está llevando a cabo un esfuerzo internacional conjunto para construir un reactor de tipo tokamak que será el trampolín hacia la energía comercial. El ITER, como se denomina, será un dispositivo a escala real que pretende demostrar la viabilidad de la energía de fusión. Generará 500 MW de potencia durante largos periodos de tiempo y alcanzará condiciones de equilibrio. Estudiará los plasmas en condiciones similares a las esperadas en una central de fusión. Su finalización está prevista para 2018.

Figura 8. (a) Representación artística del ITER, un reactor de fusión de tipo tokamak que se está construyendo en el sur de Francia. Se espera que esta gigantesca máquina alcance el punto de equilibrio. Su finalización está prevista para 2018. (Crédito: Stephan Mosel, Flickr)

La segunda técnica prometedora apunta a múltiples láseres a diminutas bolitas de combustible llenas de una mezcla de deuterio y tritio. Una enorme potencia calienta el combustible, evaporando la pastilla de confinamiento y aplastando el combustible hasta alcanzar una alta densidad con el plasma caliente en expansión que se produce. Esta técnica se denomina confinamiento inercial, porque la inercia del combustible impide que se escape antes de que se produzca una fusión significativa. Se han alcanzado densidades más altas que con los tokamaks, pero con tiempos de confinamiento menores. En 2009, el Laboratorio Lawrence Livermore (CA) completó un dispositivo de fusión por láser con 192 rayos láser ultravioleta que se centran en un pellet D-T (véase la Figura 9).

Figura 9. Instalación Nacional de Ignición (CA). Esta imagen muestra una bahía láser donde 192 rayos láser se centrarán en un pequeño objetivo D-T, produciendo la fusión. (crédito: Lawrence Livermore National Laboratory, Lawrence Livermore National Security, LLC, y el Departamento de Energía)

Resumen de la sección

• La fusión nuclear es una reacción en la que dos núcleos se combinan para formar un núcleo mayor. Libera energía cuando los núcleos ligeros se fusionan para formar núcleos de masa media.
• La fusión es la fuente de energía en las estrellas, con el ciclo protón-protón,

  1H + 1H → 2H + e+ + ve (0.42 MeV)
  1H + 2H → 3He + γ (5,49 MeV)
  3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12,86 MeV)

  siendo la principal secuencia de reacciones productoras de energía en nuestro Sol.

• El efecto global del ciclo protón-protón es

  2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV),

  donde los 26,7 MeV incluyen la energía de los positrones emitidos y aniquilados.

• Los intentos de utilizar la fusión controlada como fuente de energía en la Tierra están relacionados con el deuterio y el tritio, y las reacciones desempeñan papeles importantes.
• La ignición es la condición bajo la cual la fusión controlada es autosostenida; aún no se ha logrado. El punto de equilibrio, en el que la producción de energía de fusión es tan grande como la entrada de energía externa, casi se ha logrado.
• El confinamiento magnético y el confinamiento inercial son los dos métodos que se están desarrollando para calentar el combustible a temperaturas suficientemente altas, con una densidad suficiente y durante tiempos suficientemente largos para lograr la ignición. El primer método utiliza campos magnéticos y el segundo utiliza el momento de los rayos láser que inciden para el confinamiento.