Fusione nucleare

All’estremo opposto della curva di legame, due nuclei leggeri possono unirsi per formare un nucleo più pesante — anch’esso più vicino al massimo del ferro — e liberare energia. È la fusione, il processo che alimenta il Sole e le stelle. La reazione solare, che avviene in più tappe (il ciclo protone-protone), si riassume come: $4\,{}^1\text{H} \to {}^4\text{He} + 2\,e^+ + 2\,\nu_e + 26{,}7\;\text{MeV}$

Fondere due protoni richiede però di avvicinarli fino a $\sim 10^{-15}\;\text{m}$, vincendo la repulsione coulombiana che cresce mentre ci si avvicina. Serve un’energia cinetica di $\sim 1\;\text{MeV}$, che tradotta in temperatura (per la scala $k_B T$) corrisponderebbe a $\sim 10^{10}\;\text{K}$. Ma nel Sole le temperature centrali sono “solo” $\sim 1{,}5\cdot 10^7\;\text{K}$, mille volte inferiori. Come fa allora ad avvenire la fusione?

La risposta sta nell’effetto tunnel quantistico: le piccole code della distribuzione di velocità portano alcuni protoni oltre la barriera coulombiana anche se classicamente non avrebbero energia sufficiente. È però un fenomeno raro: un protone medio nel nucleo solare aspetta in media miliardi di anni prima di fondersi. È questa estrema lentezza a garantire al Sole una vita di dieci miliardi di anni: se la fusione fosse facile, brucerebbe in un lampo.

Contesto — la fusione sulla Terra

Da quasi $70$ anni cerchiamo di riprodurre la fusione sulla Terra: sarebbe pulita, con combustibile (deuterio) abbondante nell’acqua di mare e senza scorie a vita lunga. Esperimenti come JET (Inghilterra), ITER (Francia, in costruzione fino al $\sim 2035$) e SPARC (MIT/CFS) puntano a un guadagno netto $Q > 1$, cioè a liberare più energia di quella spesa per scaldare il plasma. Nel dicembre 2022 la NIF (National Ignition Facility, USA) ottenne brevemente $Q \approx 1{,}5$ con un esperimento a confinamento inerziale: la prima fusione netta in laboratorio della storia.

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Argomenti: Fisica nucleare Concetti: Fusione nucleare · Energia di legame nucleare

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