Enerxía nuclear: Diferenzas entre revisións
Contido eliminado Contido engadido
mSen resumo de edición |
mSen resumo de edición |
||
Liña 166:
{{AP|Fusión nuclear}}
[[Ficheiro:Deuterium-tritium fusion.svg|miniatura|Proceso de [[Fusión nuclear|fusión]] entre un [[núcleo atómico|núcleo]] de [[deuterio]] e un de [[
Así como a fisión é un fenómeno que aparece na cortiza terrestre de forma natural (aínda que cunha frecuencia pequena), a fusión é absolutamente artificial na nosa contorna (aínda que é común no núcleo das estrelas). Con todo, esta enerxía posúe vantaxes con respecto á fisión. Por unha banda o combustible é abundante e fácil de conseguir, e por outra banda, os seus produtos son elementos estables, lixeiros e non radioactivos.
Liña 172:
Na fusión, ao contrario que na fisión onde se dividen os núcleos, a reacción consiste na unión de dous ou máis núcleos lixeiros. Esta unión dá lugar a un núcleo máis pesado que os usados inicialmente e a neutróns. A fusión conseguiuse antes mesmo de comprender completamente as condicións que se necesitaban no desenvolvemento de armas, limitándose a conseguir condicións extremas de presión e temperatura usando unha bomba de fisión como elemento iniciador ([[Proceso Teller-Ulam]]). Pero non é ata que Lawson define uns criterios de tempo, densidade e temperatura mínimos<ref name="Lawson" /> cando se comeza a comprender o funcionamento da fusión.
Aínda que nas [[estrela (astronomía)|estrelas]] a fusión dáse entre unha variedade de elementos químicos, o elemento co que é máis sinxelo alcanzala é o hidróxeno. O hidróxeno posúe tres isótopos: o hidróxeno común (<math>{}_1^1\!H</math>), o [[deuterio]] (<math>{}_1^2\!H</math>) e o [[
Unha reacción particularmente interesante é a fusión de [[deuterio]] e [[
:<math>{}_1^2\!H + {}_1^3\!H \rightarrow {}_2^4\!Hei + n + 17,6 MeV</math>
| |||