Chapter 19: Radioactivity and Nuclear Chemistry

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Fusione nucleare

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La combinazione di piccoli nuclei, come l’idrogeno, per produrre quelli più grandi, come l’elio, è detta fusione nucleare. Poiché i nuclei devono superare la repulsione elettrostatica, le reazioni di fusione richiedono temperature di 40 milioni di kelvin o più, e pertanto sono note come reazioni termonucleari. I nuclei con un numero di massa compreso fra 40 e 100 hanno energie di legame elevate per nucleone e sono generalmente stabili.Dunque, i nuclei più leggeri con basse energie di legame nucleare per nucleone tendono a combinarsi, producendo nuclei più pesanti, con energie di legame più elevate. La differenza fra le energie di legame nucleare del prodotto e dei nuclidi reagenti genera un’enorme quantità di energia. In particolare, l’energia rilasciata durante la formazione di un grammo di elio-4 è significativamente maggiore di quella della fissione di un grammo di uranio-235.Quindi la fusione viene usata per produrre elettricità? Beh, non ancora! Alle alte temperature richieste per la fusione, tutte le molecole si dissociano in atomi, che ionizzano, formando un plasma.Per tali reazioni, un forte campo magnetico a forma di toro funge da reattore. Tuttavia, il suo uso efficiente è ancora una sfida tecnica. In effetti, la fusione dell’idrogeno con l’elio è uno dei processi fondamentali di combustione dell’idrogeno nelle stelle principali, come il sole.Una volta che le stelle iniziano la fusione dell’elio, due nuclei di elio si combinano nel berillio-8. A differenza dell’elio-4, il berillio-8 è altamente instabile, il che lo rende una reazione di fusione endotermica e facilmente reversibile. Come la fusione dell’elio accelera, il berillio-8 diventa più abbondante e si fonde con l’elio-4, producendo carbonio-12 allo stato eccitato, che occasionalmente si rilassa in carbonio-12 stabile.Nelle stelle massicce, una catena di reazioni di fusione iniziate dalla combinazione di carbonio-12 ed elio-4 produce una sequenza di elementi fino al magnesio-24. Poiché ulteriori reazioni di fusione creano nuclidi più pesanti, la diminuzione della differenza nelle energie di legame fra reagenti e prodotti risulta in una minore produzione di energia da queste reazioni. La sequenza termina con il nichel-56, che ha una delle più alte energie di legame per nucleone.Gli elementi più pesanti sono prodotti invece da più eventi di cattura di neutroni o protoni, appena prima e durante le esplosioni uniche di stelle o supernove.

19.8:

Fusione nucleare

Il processo di conversione di nuclei molto leggeri in nuclei più pesanti è anche accompagnato dalla conversione della massa in grandi quantità di energia, un processo chiamato fusione. La principale fonte di energia al sole è una reazione di fusione netta in cui quattro nuclei di idrogeno si fondono e alla fine producono un nucleo di elio e due positroni.

Un nucleo di elio ha una massa inferiore dello 0,7% a quella di quattro nuclei di idrogeno; questa massa persa viene convertita in energia durante la fusione. Questa reazione produce circa 1,7 × da 10⁹ a 2,6 × 10⁹ kilojoule di energia per talpa di elio-4 prodotta, a seconda della via di fusione. Questo è leggermente inferiore all’energia prodotta dalla fissione nucleare di una talpa di U-235 (1,8 × 10¹⁰ kJ). Tuttavia, la fusione di un grammo di elio-4 produce circa 6,5 × 10⁸ kJ, che è maggiore dell’energia prodotta dalla fissione di un grammo di U-235 (8,5 × 10⁷ kJ). Ciò è particolarmente degno di nota perché i reagenti per la fusione dell’elio sono meno costosi e molto più abbondanti dell’U-235.

È stato stabilito che i nuclei degli isotopi pesanti dell’idrogeno, un deuterone e un tritone, subiscono una fusione termonucleare a temperature estremamente elevate per formare un nucleo di elio e un neutrone. Questo cambiamento procede con una perdita di massa di 0,0188 amu, corrispondente al rilascio di 1,69 × 10⁹ kilojoule per talpa di elio-4 formato. La temperatura molto elevata è necessaria per dare ai nuclei abbastanza energia cinetica da superare le forze repulsive molto forti risultanti dalle cariche positive sui loro nuclei in modo che possano collidere.

Reazioni di fusione utili richiedono temperature molto elevate per la loro iniziazione – circa 15.000.000 K o più. A queste temperature, tutte le molecole si dissociano in atomi, e gli atomi ionizzano, formando plasma. Queste condizioni si verificano in un numero estremamente grande di luoghi in tutto l’universo: le stelle sono alimentate dalla fusione.

È un compito impegnativo creare reattori a fusione perché nessun materiale solido è stabile a temperature così elevate e i dispositivi meccanici non possono contenere il plasma in cui si verificano reazioni di fusione. Due tecniche per contenere il plasma alla densità e alla temperatura necessarie per una reazione di fusione sono attualmente al centro di intensi sforzi di ricerca: il contenimento da parte di un campo magnetico in un reattore tokamak e l’uso di raggi laser focalizzati. Tuttavia, attualmente non esistono reattori a fusione autosufficienti che operano nel mondo, anche se reazioni di fusione controllate su piccola scala sono state eseguite per periodi molto brevi.

Questo testo è adattato da Openstax, Chimica 2e, Sezione 21.4: Trasmutazione ed Energia Nucleare.

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