Con este se inicia una serie de artículos divulgativos sobre la producción energética mediante fusión nuclear y el proyecto IFMIF-DONES. La intención es acercar estos campos del conocimiento científico y el desarrollo tecnológico, de tan decisivas repercusiones sociales, a todas las personas interesadas en entenderlos e informarse sobre ellos.

¿Qué es la fusión nuclear?

La fusión nuclear sucede cuando dos núcleos atómicos se unen para formar otro núcleo, en muchos casos emitiendo gran cantidad de energía. En la naturaleza estas reacciones ocurren en el seno del Sol y las demás estrellas, la razón de cuyo enorme brillo está en los procesos favorecidos por la energía liberada.

¿Cómo pueden unirse dos núcleos atómicos, si ambos están cargados positivamente?

Siempre nos dijeron que dos cargas eléctricas del mismo signo se repelían entre sí, pero si dos núcleos atómicos colisionan con suficiente energía, entonces la repulsión electrostática (o repulsión de Coulomb) puede vencerse y acercarse mucho —a menos de 10-15 m uno del otro—, pues prevalece la denominada atracción nuclear, que es mucho más fuerte, y los núcleos se unen. ¡Se fusionan!

La figura muestra una reacción de fusión de un núcleo de  deuterio, 2H, y otro de tritio, 3H.  Al cabo de este proceso, que requiere energías iniciales del orden de 102 megakelvins (MK), surge un núcleo de helio, 4He, un neutrón y se liberan (3,5 + 14,1 =) 17,6 megaelectronvoltios (MeV) de energía.

Por su “mayor simplicidad” y la abundancia de hidrógeno ahora se está explorando esta reacción para generar electricidad en un próximo futuro.

Un poco de historia

En 1917, antes incluso que las reacciones nucleares de fisión, Ernest Rutherford observó la primera reacción de fusión al irradiar distintos gases con partículas alfa (núcleos de helio). Este investigador comprobó que irradiando nitrógeno aparecían protones bastante energéticos, según el siguiente esquema:

14N + 4He → 17O + 1H -1,2 MeV

Este proceso, que a diferencia del anterior es endoérgico —absorbe energía—, le extrañó a Rutherford, pues contradecía lo observado hasta entonces (que la barrera de Coulomb sólo podía superarse con suficiente energía). Semejante enigma lo desveló George Gamov en 1928, sobre la base de la nueva mecánica cuántica y el efecto túnel.

En 1920, Arthur Eddington —gracias a las precisas mediciones que un año antes había realizado Francis W. Aston de las masas isotópicas— postuló que estas reacciones eran la fuente energética de las estrellas (apenas dos décadas más tarde Hans Bethe publicó algunos posibles mecanismos para estas reacciones estelares).

No obstante, fue Mark Oliphant, un ayudante de Rutherford, quién  en 1934 inicio el estudio sistemático de las reacciones de fusión, al bombardear deuterio con núcleos de deuterio. Esta reacción, que no es la más frecuente en las estrellas, puede ocurrir de dos maneras:

2H + 2H → 3He + 1n + 3,3 MeV

2H + 2H à 3H + 1p + 4,0 MeV Estas investigaciones se mantuvieron en el más estricto secreto, porque, lamentablemente, el primer objetivo de la fusión termonuclear fue de índole militar. Así, en EEUU Edward Teller y Stanislaw Ulam sentaron las bases teóricas para construir armas basadas en la fusión nuclear, y el 1 de noviembre de 1952 se detonó en el atolón Enewetak (en las islas Marshall) la primera bomba de hidrógeno, llamada Ivy Mike, diseñada por Richard L. Garwin. Con ello se mostró de una manera práctica pero terrible que la fusión nuclear también era posible en la Tierra y que, en efecto, liberaba una enorme cantidad de energía.

¿De dónde surge la energía en la fusión nuclear?

Si la suma de las masas de los núcleos iniciales es mayor que la masa del núcleo formado tras la fusión, esa diferencia másica se ha transformado en energía, de acuerdo con la fórmula de Einstein de equivalencia de masa-energía:

ΔE = Δm · c2

que se libera, repartida entre la energía cinética que anima a los productos de reacción y la energía radiante. Piénsese que la fusión de un gramo de deuterio-tritio proporcionaría unos 100 megavatios·hora (MW·h) de energía térmica.

La fusión nuclear en las estrellas

Recién formado nuestro Sol, igual que en otras estrellas, hay un muy largo periodo durante la cual los núcleos de hidrógeno (protones) se fusionan para formar helio, liberando una colosal energía. Se sabe que en las estrellas moderadamente grandes, esto sucede principalmente mediante la reacción protón-protón y que, cuando empieza a escasear el hidrógeno en el interior de la estrella, entonces comienza la fusión del helio. Todo ello según el siguiente esquema:

La reacción de deuterio y tritio

Antes se ha dicho que la reacción más estudiada con objeto de producir energía era la fusión de deuterio y tritio. Esto es así por varias razones.

La reacción protón-protón que tiene lugar en las estrellas es demasiado lenta para usarse en la Tierra con propósitos industriales. Y, aunque existen otras reacciones de fusión (véase más abajo el recuadro) que producen menos neutrones que la de deuterio y tritio (y, en consecuencia, inferior activación de los materiales de la pared del reactor, redundando en una menor radiactividad) y cuya energía resultante es de empleo más directo, sin embargo, presentan diversos problemas técnicos:

  • Inferior ganancia energética por cada proceso individual.
  • Significativamente más altas temperaturas de los reactivos.
  • Menor disponibilidad de reactivos.

En suma, la reacción de fusión nuclear actualmente más prometedora para producir energía en la Tierra es la de deuterio (D) y tritio (T). Para que ocurra esta reacción tienen que darse las siguientes condiciones:

  • Que los reactivos alcancen suficiente tempera.
  • Que la densidad de las partículas sea lo bastante alta.
  • Que el tiempo de confinamiento sea suficiente.

En particular, estas condiciones (que se denominan de Lawson) implican una temperatura de unos 150 megakelvins (diez veces más alta que en el núcleo del Sol) y una presión de unos pocos bares (varios órdenes de magnitud más baja que en el núcleo del Sol). Con estos valores, técnicamente alcanzables, el deuterio y el tritio, que se encuentran en estado de plasma (una gas formado por núcleos positivamente cargados  y electrones negativos, producido por un fortísimo calentamiento), reaccionan entre sí con una probabilidad mucho mayor que la del primer paso de la reacción protón-protón.

Para usar la reacción D-T como fuente de energía surgió una colaboración internacional para desarrollar reactores de fusión mediante confinamiento magnético del plasma D-T. Ciertamente, todavía no se ha alcanzado el tiempo mínimo de confinamiento (las instalaciones aún son demasiado pequeñas para esto), pero ya se ha logrado la fusión de deuterio y tritio durante un corto instante en el experimento JET. Con el ITER se espera liberar más energía de la empleada para calentar el plasma. La primera producción de electricidad comercialmente utilizable está prevista mediante el experimento DEMO.

Otras reacciones de fusión

En esta tabla se incluyen varios procesos de fusión, con sus productos de reacción y la energía liberada (cuando unos mismo reactivos desencadenan diversos productos, se dan los porcentajes de cada ruta en competencia).