Reacciones de fusión

Las reacciones nucleares que dan al Sol su calor se pueden copiar en escala menor en un ciclotrón u otra máquina similar. Por medio de tal máquina se imparten muy altas velocidades en un campo eléctrico a los núcleos de átomos ligeros. Las energías de éstos se miden en términos de una unidad consistente en un millón de electronvoltios (MeV). Esta es la energía que adquiere un electrón o un protón —cualquier partícula que lleve una sola carga— cuando se le hace pasar a través de un campo eléctrico de un millón de voltios. Un haz de tales partículas se dirige contra un blanco para inducir una reacción entre los núcleos que se mueven en la haz y los que están en el blanco.

La tabla acompañante muestra algunas de las reacciones de fusión que han sido estudiadas por físicos nucleares en sus laboratorios. En cada caso, una de las partículas que se muestra delante de la flecha está fija en un blanco y la otra da contra ella a alta velocidad. Para ilustrar: en la primera reacción que se muestra, el núcleo de un átomo de hidrógeno da contra otro, fundiéndose con él y expeliendo un electrón positivo. Se produce una contracción de masa, que se convierte en energía según la famosa ecuación de Einstein de E = mc⁠². Por consiguiente, las partículas formadas salen volando con mayor energía que la que tenían las partículas que se combinan. En este caso la energía que se gana es de dos millones de electronvoltios.

Compare eso con esto: cuando se quema carbón, la oxidación de un átomo de carbono rinde solo cuatro electronvoltios. En las reacciones nucleares tratamos con energías que son millones de veces mayores que las de las reacciones químicas.

Se cree que las primeras tres reacciones de la tabla son las principales que suceden en el Sol. Algunas de las demás reacciones se pudieran lograr con mayor facilidad en el laboratorio. Se notará que en las reacciones 3, 5 y 6, en las cuales se produce helio-4, se gana mucha más energía. Esto es el resultado de los muy estrechos enlaces que se forman entre dos protones y dos neutrones. Helio (He⁠⁴) es un elemento muy estable.

[Diagrama en la página 20]

(Para ver el texto en su formato original, consulte la publicación)

H⁠¹ PROTÓN BLOQUES DE CONSTRUCCIÓN

n⁠¹ NEUTRÓN NUCLEARES

H⁠¹ HIDRÓGENO ISÓTOPOS DE HIDRÓGENO

H⁠² DEUTERIO

H⁠³ TRITIO

He⁠³ ISÓTOPOS DE HELIO

He⁠⁴

ENERGÍA DERIVADA DE REACCIONES DE FUSIÓN

En el Sol:

(1) H⁠¹ + H⁠¹ ——-› H⁠² + e⁺ 2,0 Mev

(2) H⁠¹ + H⁠² ——-› He⁠³ 5,5 Mev

(3) He⁠³ + He⁠³ ——-› He⁠⁴ + H⁠¹ + H⁠¹ 12,9 Mev

Otras reacciones:

(4) H⁠² + H⁠² ——-› He⁠³ + n⁠¹ 3,2 Mev

——-› H⁠³ + H⁠¹ 4,0 Mev

(5) H⁠² + H⁠³ ——-› He⁠⁴ + n⁠¹ 17,6 Mev

(6) H⁠² + He⁠³ ——-› He⁠⁴ + H⁠¹ 18,3 Mev