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Fenomeni Atomici: Fusione Nucleare

bomba a idrogeno

A parte la fissione, esiste anche un altro processo nucleare in grado di produrre energia: la fusione. Qualsiasi sistema di particelle che passa da uno stato di maggiore a uno stato di minore energia libera energia tipicamente sotto forma di energia cinetica delle particelle risultanti e di energia radiante, cioè fotoni ad alta energia, come i raggi γ (gamma).

La fissione è un processo che, alzando l’energia di legame per nucleone, permette questo passaggio: l’energia di legame dei nuclei risultanti, infatti, è maggiore di quella dei nuclei che subiscono la fusione. In altre parole, i nuclei di arrivo sono più stabili di quelli di partenza.

Per la fusione sui nuclei leggeri si può fare un ragionamento analogo a quello sulla fissione di nuclei ad alto numero di massa: poiché infatti la massima energia di legame per nucleone si ha per un numero di massa attorno a 56, è possibile produrre energia – cioè attivare una reazione esoergonica – combinando due o più nuclei leggeri per formare un nucleo con numero di massa intermedio, che ha maggiore energia di legame rispetto ai nuclei di partenza (vuol dire che il legame è più forte, quindi ci vorrebbe più energia per spezzarlo).

A differenza della fissione, nella fusione è necessario che i nuclei reagenti abbiano un’energia sufficiente a superare le reciproche barriere di potenziale coulombiano generate dal fatto che ciascun nucleo ha un certo numero di protoni ( almeno uno, nel caso dell’idrogeno) che, avendo carica positiva, si respingono tra loro: perché si verifichi la fusione nucleare occorre vincere l’intensa forza di repulsione elettrostatica fino a portare i nuclei ad una distanza tale da sottoporli all’azione attrattiva della forza nucleare forte.


E’ chiaro che l’effetto della repulsione coulombiana è minore se i nuclei hanno un basso numero di protoni, cioè se sono nuclei con Z (numero atomico) piccolo. Ecco il motivo per cui il nucleo più usato nei processi di fusione, siano essi naturali come quelli che si verificano nelle stelle o artificiali come quelli riprodotti in laboratorio, è appunto quello dell’idrogeno (1H), insieme ai sue due isotopi, deuterio (2H) e tritio (o trizio, 3H).


La sorgente di energia del Sole e della maggior parte delle stelle è proprio la fusione di quattro protoni (quattro nuclei d’idrogeno) in un nucleo di elio; essa passa attraverso alcune fasi intermedie corrispondenti alla produzione di nuclei di deuterio (o deutoni) che liberano ognuno un po’ d’energia.

Tale reazione si chiama catena protone – protone: perché si realizzi occorre che i protoni si muovano a velocità sufficientemente elevate da superare la barriera elettrostatica. Ciò si verifica a temperature molto elevate, a partire da circa 107 K: proprio perché indotte dalla temperatura, queste sono dette reazioni termonucleari.

In generale la fusione è più efficiente della fissione, nel senso che libera più energia per nucleone. Un suo impiego nella produzione di energia d’uso civile sarebbe auspicabile anche perché non lascia residui radioattivi inquinanti.

Sebbene siano già stati ottenuti processi di reazione termonucleare controllata e incontrollata (nell’esplosione delle bombe termonucleari a fusione, il cui innesco è dato da una bomba a fissione), non si è ancora riusciti a costruire un reattore a fusione efficiente, in grado di produrre più energia di quella consumata per alzare la temperatura dei nuclei da fobdere e per tenerli confinati in uno spazio ristretto in cui farli reagire.

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