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Fusión nuclear

Física

Conceptos clave

La fusión une núcleos ligeros para formar un núcleo más pesado.
Libera enormes cantidades de energía: es la fuente de energía de las estrellas.
El producto queda más arriba en la curva de energía de enlace por nucleón → más estable.
Requiere condiciones extremas de temperatura y presión.

Condiciones para la fusión

Los núcleos tienen carga positiva y se repelen (repulsión electrostática).
Para fusionarse deben acercarse muchísimo, venciendo esa repulsión.
Hace falta muy alta temperatura (gran energía cinética) y alta densidad/presión.
Por eso solo ocurre en el interior de las estrellas (o en reactores experimentales).

Fusión en el Sol

El Sol fusiona hidrógeno en helio (cadena protón-protón).
Reacción global aproximada: $4\,{}^{1}_{1}\text{H} \to\, ^{4}_{2}\text{He} + 2\,{}^{\,0}_{+1}\text{e} + \text{energía}$ .
La masa del helio es menor que la de los 4 protones: ese defecto de masa se libera como energía.

De dónde sale la energía

La masa total disminuye en la fusión: hay defecto de masa $\Delta m$ .
Esa masa se transforma en energía: $E = \Delta m,c^2$
La fusión libera más energía por nucleón que la fisión.

Nucleosíntesis estelar

Las estrellas fabrican elementos cada vez más pesados fusionando por capas (H→He→C→…).
La fusión puede producir elementos hasta el hierro ( $^{56}\text{Fe}$ , el máximo de estabilidad).
Los elementos más pesados que el hierro se forman en supernovas, no por fusión normal.

Ejemplo resuelto

Problema: en una fusión la masa disminuye $\Delta m = 4{,}0\times10^{-29}\,\text{kg}$ . Halla la energía liberada.
Usa $E = \Delta m\,c^2$ con $c = 3{,}0\times10^{8}\,\text{m s}^{-1}$ .
$E = 4{,}0\times10^{-29}\times(3{,}0\times10^{8})^2 = 4{,}0\times10^{-29}\times 9{,}0\times10^{16}$ .
$E \approx 3{,}6\times10^{-12}\,\text{J}$ liberados en la reacción.

En el examen IB

Explica por qué la fusión necesita alta temperatura: para vencer la repulsión electrostática entre núcleos.
Distingue fusión de fisión: la fusión une núcleos ligeros; la fisión divide núcleos pesados. Ambas suben hacia el máximo de la curva.
La energía sale del defecto de masa vía $E = \Delta m c^2$ .
Recuerda que la fusión solo llega hasta el hierro; lo más pesado se crea en supernovas.