¿Cómo conocemos las energías de fusión?

Question

Las energías implicadas en las reacciones de fusión nuclear son cruciales para comprender la evolución estelar.

¿Cómo conocemos esas energías? ¿Cómo sabemos qué reacciones de fusión tienen lugar, a qué energías, y cuál es exotérmica o endotérmica? ¿Hemos sido capaces de llevar a cabo realmente estas reacciones en aceleradores (o en algún otro aparato)? ¿O nuestro conocimiento de estas energías procede de consideraciones teóricas? ¿O ambas cosas?

¿Y qué teoría nos dice cuáles serán las energías de fusión?

Answer 1

El rendimiento energético global de las reacciones no es tan difícil de medir: basta con medir las masas de los núcleos y utilizar la ecuación de Einstein para calcular el rendimiento energético total. $E = mc^2$ Reste la masa del núcleo de la suma de las masas de los protones y neutrones que contiene y obtendrá la energía de enlace. Experimentalmente esto se hace utilizando los métodos de espectrometría de masas . Al final, se obtiene un gráfico totalmente empírico de las energías de enlace con el siguiente aspecto (Fuente: wiki )

Sin embargo, la medición de la sección transversal de fusión es mucho más compleja. A nivel teórico, sabemos que los dos iones tienen que 1) superar la barrera de Coulombic (imaginemos dos pelotas cargadas positivamente que intentan golpearse), 2) no hacer un "túnel a través del otro" (esto tiene que ver con la mecánica cuántica y su longitud de onda de DeBroglie) y 3) superar ciertas barreras más finas a nivel nuclear-nuclear. A partir de ahí, se pueden formular los primeros modelos que darán cifras aproximadas correctas para las secciones transversales. Sin embargo, en un plasma real también hay que tener en cuenta otros efectos, como el apantallamiento por electrones.

También se puede obtener información de objetos astrofísicos bien conocidos, como el Sol y el neutrinos solares cuyas tasas y energías, junto con modelos de alta fidelidad del interior solar, limitan las secciones transversales de fusión de los elementos ligeros. Otro ejemplo interesante de física nuclear que obtiene información de la astrofísica es La predicción de Fred Hoyle de 1953 que debe existir un canal resonante adicional para la fusión del Carbono, porque de lo contrario no sería tan abundante.

Otra información puede obtenerse de los experimentos con colisionadores de partículas. Si se toma un haz de iones, se acelera lo suficiente con un potencial electrostático y se golpea un blanco u otro haz, no es demasiado difícil alcanzar energías de fusión o, al menos, energías que limiten el modelo de interacción, incluso en un laboratorio de tamaño medio. (Lo que es difícil es traducir los resultados de estos experimentos en tasas de fusión/secciones cruzadas fiables).

Answer 2

¿Cómo conocemos esas energías?

Gracias al laboratorio de Rutherford. En 1934, un grupo dirigido por Mark Oliphant disparó protones a láminas de litio, a las que más tarde añadieron deuterio procedente de agua pesada. Cada tantos millones de disparos de este tipo se producía un alfa de alta energía, que podían ver en una pantalla. Variando la tensión de alimentación y midiendo la energía de salida, podían calcular tanto la energía umbral (la barrera de Coulomb) como la liberación de energía resultante de la reacción. Este trabajo permitió descubrir los isótopos del hidrógeno.

Desde entonces se han utilizado continuamente variaciones de este tema básico para probar diferentes ciclos de fusión y perfeccionar las mediciones. Este campo fue especialmente activo en la década de 1970.