Fusión nuclear: así funciona la tecnología que aspira a resolver nuestras necesidades energéticas

Steve Cowley es una de las máximas autoridades mundiales en fusión nuclear. Tuve la oportunidad de conocerlo no hace muchos años, en Madrid, durante una de las conferencias que pronuncia a lo largo y ancho del planeta para divulgar en qué medida esta tecnología puede contribuir a resolver las necesidades energéticas del ser humano.

Su mensaje cala hondo. Es imposible escucharle sin resultar contagiado por su entusiasmo, y, sobre todo, sin sentirse profundamente atraído por la fusión nuclear, de la que es un firme defensor. Y es que, según este físico teórico británico, esta tecnología es la única que podrá resolver la crisis energética en la que ya estamos sumidos, y que irá a más durante las próximas décadas. ¿Su promesa? Energía limpia, segura y virtualmente ilimitada. Pero para hacerlo posible aún hay numerosos retos que es imprescindible resolver.

No todo lo nuclear es igual

Antes de que veamos cómo funciona la fusión nuclear con cierto detalle merece la pena que nos detengamos para conocer en qué se parecen la fusión y la fisión nuclear, y también en qué difieren. Tienen en común algo evidente: ambas son reacciones nucleares cuyo objetivo es liberar la energía contenida en el núcleo de un átomo.

En los dos casos la energía se libera en forma de calor, y, dentro de las centrales nucleares, es transferido al agua contenida en un enorme depósito para generar vapor de agua a alta temperatura, que será inmediatamente utilizado para accionar un conjunto de turbinas cuyo movimiento generará la energía eléctrica que nosotros utilizaremos posteriormente.

Si nos fijamos en este proceso podemos darnos cuenta de que cumple claramente el Principio de conservación de la energía del que todos oímos hablar, al menos, cuando estábamos en el colegio, y que conocemos gracias a los trabajos de científicos como Tales de Mileto, Galileo, Leibniz o Newton, entre otros. Esta ley dice que la energía ni se crea, ni se destruye, sino que, sencillamente, se transforma de una forma de energía a otra. Una consecuencia importante de este principio es que la energía total de un sistema permanece constante, por lo que es la misma antes y después de cada transformación.

Si regresamos a lo que realmente nos importa, a nuestra central nuclear, podemos ver que la energía contenida en el núcleo de un átomo es liberada en forma de calor (por lo que obtenemos energía térmica), al margen de que recurramos al procedimiento de fisión o fusión nuclear. Precisamente, esta es la función del reactor nuclear: transformar la energía nuclear contenida en los átomos en energía térmica.

Justo a continuación esta última forma de energía provoca que una parte del agua del depósito se evapore, apareciendo vapor a alta presión, y, por tanto, dotado de energía cinética, que es aquella que poseen los cuerpos debido a su movimiento. La energía cinética del vapor de agua en movimiento se transforma en energía mecánica al hacer girar las turbinas de la central nuclear, y, por último, esta se transforma de nuevo, esta vez en energía eléctrica, gracias al accionamiento de un generador, que es el responsable de producir la electricidad que llega, entre otros lugares, a nuestras casas.

Dos estrategias diferentes

Como acabamos de ver, la función inmediata tanto de un reactor que utiliza fisión nuclear como de otro de fusión nuclear es exactamente la misma: producir vapor de agua a alta temperatura, para, al final del proceso y mediante las transformaciones que acabamos de ver, generar energía eléctrica.

Curiosamente, el principio básico de funcionamiento de las centrales de producción de energía eléctrica que utilizan como combustible petróleo, carbón o gas, es exactamente el mismo: calentar el agua de un depósito para producir vapor de agua y accionar una turbina.

Todos los reactores nucleares comerciales que utilizamos actualmente recurren a la fisión, y no a la fusión nuclear

Aquí concluyen las semejanzas entre la fisión y la fusión nuclear. Las centrales nucleares que utilizamos actualmente recurren a la fisión nuclear, y no a la fusión. Sin excepción. Y esto se debe a que, aunque los reactores experimentales ya nos han demostrado que la fusión nuclear funciona, es un proceso tan complejo que, como veremos más adelante, los físicos y los ingenieros aún no han encontrado la forma de conseguir que la reacción de fusión se comporte de forma estable de manera prolongada.

Esto implica que la fusión no puede mantenerse durante un período de tiempo muy prolongado con un balance de energía positivo (se obtiene más energía como resultado del proceso que la que es necesario invertir para ponerlo en marcha) y de una forma completamente controlada.

Y es que si el objetivo de la fisión nuclear es obtener energía «partiendo» el núcleo de un átomo, el de la fusión nuclear es hacerlo uniendo dos núcleos ligeros para formar uno más pesado. Y hasta la fecha conocemos con mucha más precisión cómo llevar a cabo de forma controlada la fisión.

La fisión nuclear, en detalle

Como hemos visto unas líneas más arriba, este proceso, que es el utilizado actualmente en las centrales nucleares, consiste en romper el núcleo de un átomo en dos o más núcleos para liberar una parte de la energía que contiene. Pero no podemos fragmentar el núcleo de un átomo cualquiera. En teoría sí puede hacerse, pero en la práctica lo interesante es utilizar un átomo que sea relativamente «fácil y económico» romper. Y el del uranio 235 lo es.

El uranio es un elemento químico que podemos encontrar en la naturaleza en concentraciones muy bajas, normalmente en rocas, tierras y agua. De ahí que su obtención sea cara y su tratamiento complejo, pues exige realizar procesos químicos capaces de separarlo de los demás elementos y las impurezas con las que suele convivir. Tiene 92 protones, y otros tantos electrones orbitando en torno al núcleo, y este último incorpora, además de los protones, entre 142 y 146 neutrones.

Es importante que recordemos que el núcleo de un átomo está habitualmente constituido por un cierto número de protones y neutrones (aunque no siempre: el protio, el isótopo del hidrógeno más abundante, tiene en su núcleo un solo protón y ningún neutrón), así como por unos electrones que orbitan a su alrededor. El hecho de que el número de neutrones del núcleo del uranio pueda variar, como acabamos de ver, nos indica que existen varios isótopos de este elemento químico, que no son otra cosa que átomos con el mismo número de protones y electrones, pero distinto número de neutrones.

La razón por la que en los reactores de fisión nuclear se utiliza un átomo de uranio 235, y no otro isótopo de este elemento o cualquier otro elemento químico, consiste en que al bombardear su núcleo con un neutrón (un proceso que se conoce como fisión inducida) el uranio 235 se transforma en uranio 236, que es un elemento inestable. Esto significa, sencillamente, que el uranio 236 no puede permanecer mucho tiempo en su estado actual, por lo que se divide en dos núcleos, uno de bario 144 y otro de criptón 89, y emite, además, dos o tres neutrones.

Y aquí viene lo realmente interesante: la suma de las masas de los núcleos de bario 144 y criptón 89 es levemente inferior a la del núcleo de uranio 236 del que proceden («desaparece» alrededor del 0,1% de la masa original). ¿Adónde ha ido la masa que nos falta? Solo cabe una respuesta: se ha transformado en energía. La fórmula E = m c², probablemente la más popular de la historia de la física, relaciona la masa y la energía, y lo que dice es, sencillamente, que una cierta cantidad de masa equivale a una cantidad concreta de energía, incluso aunque la masa se encuentre en reposo.

De hecho, la equivalencia entre la masa y la energía, propuesta por Albert Einstein en 1905 (como veis, hace más de un siglo), nos dice algo más muy importante. La c de la fórmula representa la velocidad de la luz en el vacío, que, como todos intuimos, es un número muy grande (3 x 10⁸ m/s aproximadamente). Además, está elevado al cuadrado, lo que significa que incluso una masa muy, muy pequeña, como puede ser la porción del núcleo de un átomo, aunque esté en reposo contiene una cantidad muy grande de energía. Esto es lo que conocemos como energía en reposo.

Si la masa está en movimiento su energía total es mayor que su energía en reposo. Y, si observamos la equivalencia entre la masa y la energía, es sencillo darse cuenta de que la masa de un cuerpo en movimiento también es mayor que su masa en reposo, un fenómeno que nos introduce de lleno en la física relativista, y que trataremos con más detenimiento en otro post. En cualquier caso, la energía que obtenemos al fusionar o fisionar núcleos atómicos procede de la fuerza que los mantiene unidos: la nuclear fuerte.

Entender con cierta precisión la relación que existe entre la masa y la energía es importante porque nos ayuda a comprender cómo es posible que una masa tan pequeña como la de un átomo nos permita obtener una cantidad de energía tan grande. En cualquier caso, el proceso de fisión nuclear no termina aquí. Y es que cada uno de los neutrones que hemos obtenido como resultado de la descomposición del núcleo de uranio 236 en los núcleos de bario 144 y criptón 89 puede interaccionar con otros núcleos fisionables, provocando una reacción en cadena.

No obstante, no todos los neutrones emitidos durante la descomposición del núcleo de uranio 236 van a interaccionar con un núcleo fisionable. Pero no hace falta. Basta que uno solo de esos neutrones lo haga para que obtengamos un número de fisiones estable, y, por tanto, una reacción controlada, que es el objetivo de los reactores de las centrales nucleares.

La fusión natural en las estrellas

Con frecuencia, nuestros científicos e ingenieros se inspiran en los mecanismos de la naturaleza para proponer soluciones a las necesidades del ser humano. Esto es, precisamente, lo que pretende la fusión nuclear. De hecho, un reactor de fusión nuclear imita los fenómenos que tienen lugar en el núcleo de las estrellas. Por esta razón, merece la pena que nos detengamos un momento para conocer cómo nacen las estrellas y qué sucede en su interior.

Las estrellas nacen a partir de nubes de polvo y gas diseminadas por el universo, y comienzan a acumular masa gracias a la contracción gravitacional (la fuerza de la gravedad va reuniendo y compactando todos esos elementos). Alrededor del 70% de su masa es hidrógeno (en realidad se trata de protio, el isótopo del hidrógeno del que hablamos unos párrafos más arriba, y que tiene un núcleo con un único protón y un electrón en su órbita), entre el 24 y el 26% es helio, y el 4 al 6% restante es una combinación de elementos químicos más pesados que el helio.

La evolución de una estrella está determinada por su masa y su composición química iniciales, por lo que ese pequeño porcentaje de elementos químicos más pesados que el helio resulta crucial en la vida de cada una de las estrellas, así como cualquier variación que se produzca alrededor de ese 70% inicial de hidrógeno. Cuanto más masiva es una estrella, más rápido agota su fuente de energía, por lo que cada una de ellas tiene un comportamiento único y diferente al de las demás.

En la actualidad existen herramientas informáticas que permiten a los físicos reproducir cómo evolucionan las estrellas desde que se produce el colapso gravitacional hasta las fases finales de su vida. Pero lo más curioso es que estos complicados cálculos computacionales se llevan a cabo a partir de tan solo cuatro ecuaciones diferenciales en las que, por su complejidad, no vamos a profundizar, pero que merece la pena que citemos para que, al menos, nos suenen un poco a todos por si alguno de vosotros quiere indagar más en este apartado.

La primera de ellas es la ecuación de la masa, que asume que en el centro de la estrella la masa es cero y en su atmósfera tenemos la masa total. La segunda es la ecuación de equilibrio hidrostático, que revela cómo la gravedad de la estrella contrarresta la presión de los gases y la presión de radiación para mantener la estrella en equilibrio. La tercera es la ecuación de producción de energía, que analiza cómo la estrella obtiene energía de las reacciones de fusión que se producen en su interior, y también de la contracción gravitacional de la que hablamos antes. Y, por último, la ecuación de transporte de energía, que estudia la manera en que la energía es transportada desde el núcleo de la estrella hacia fuera.

En cualquier caso, lo que realmente nos interesa conocer es que, a medida que la contracción gravitacional de la que hablamos antes va reuniendo los elementos de la nube de polvo y gas inicial, ese «bebé estrella» se va calentando, y su presión se va incrementando. Y continúa así hasta que llega un instante en el que la temperatura y la presión son tan altas como para provocar el encendido del «horno nuclear», que no es otra cosa que la fusión natural de los núcleos de hidrógeno para formar helio.

Las estrellas nacen a partir de nubes de polvo y gas, y acumulan masa por contracción gravitacional

Los núcleos de hidrógeno, sometidos a una presión y temperatura altísimas, chocan, debido a su elevada energía cinética, a velocidades tan altas que son capaces de vencer su repulsión eléctrica natural (su carga es positiva, por lo que se repelen), y, en consecuencia, se acercan lo suficiente para que la fuerza nuclear fuerte, que es la que mantiene unidas las partículas del núcleo de los átomos, sea capaz de contrarrestar esa repulsión y tenga lugar la fusión.

Como hemos visto, la unión de dos átomos de hidrógeno genera uno de helio, y se produce la emisión de una gran cantidad de energía que responde al mismo principio del que hablamos cuando vimos en qué consistía la equivalencia entre masa y energía. Pero seguro que estaréis de acuerdo conmigo en que lo más asombroso de todo es que el proceso de fusión de dos átomos de hidrógeno para obtener uno de helio, que es el más sencillo de este tipo de cuantos tienen lugar en la naturaleza, es el primer ladrillo de la construcción de todos los elementos químicos que podemos encontrar en el universo.

Esto significa, sencillamente, que el carbono del que, en parte, estamos hechos, ha sido fabricado en el núcleo de las estrellas. No es una licencia poética. Literalmente estamos hechos de polvo de estrellas. Y el oxígeno, el plomo, el magnesio, el sodio, el oro… Todos los elementos químicos que nos constituyen no solo a nosotros, sino todo lo que nos rodea, han sido fabricados en el núcleo estelar gracias a las reacciones de fusión y diseminados por el universo por las supernovas que tienen lugar en los últimos estadios de la vida de las estrellas.

Imitando el poder de las estrellas

Como os anticipé unos párrafos más arriba, los físicos e ingenieros que están involucrados en el diseño y construcción de los reactores experimentales de fusión nuclear están intentando imitar lo que sucede en el interior de las estrellas con el objetivo de obtener grandes cantidades de energía. Pero hay algo que debemos tener en cuenta: por el momento no podemos generar una presión gravitacional tan elevada como la que tiene lugar en el interior de las estrellas de forma natural, mediante el confinamiento gravitatorio, por lo que es necesario recurrir a los elementos que sean más fáciles de fusionar, y, además, es preciso someterlos a temperaturas de hasta doscientos millones de grados Celsius.

Esta temperatura es diez veces más elevada, incluso, que la que podemos encontrar en el centro de nuestro Sol, lo que nos permite intuir la descomunal complejidad que tiene la fusión nuclear que llevamos a cabo en la Tierra. Por otra parte, actualmente los científicos han conseguido fusionar dos núcleos de deuterio y tritio, que son isótopos del hidrógeno que tienen, además de su protón y su electrón, como vimos antes, un neutrón en su núcleo el primero, y dos neutrones el segundo.

¿Por qué utilizamos deuterio y tritio, y no protio, como hacen las estrellas? Todos ellos son isótopos del hidrógeno, pero es más sencillo recrear las condiciones necesarias para que tenga lugar la fusión de los núcleos de deuterio y tritio, que lograr que se fusionen los núcleos de protio. Además, el deuterio es un isótopo estable muy abundante en la naturaleza. De hecho, podemos encontrar un átomo de deuterio en el agua entre cada 6.500 átomos de hidrógeno, lo que no está nada mal. O 34 gramos de deuterio en cada metro cúbico de agua de mar.

El deuterio y el litio, los elementos que necesitamos para hacer posible la fusión nuclear, son muy abundantes

El tritio, en cambio, es más delicado, por decirlo de alguna manera. Es mucho más escaso en la naturaleza que el deuterio, y, además, es inestable, lo que quiere decir que es radiactivo y se desintegra con rapidez. Pero, afortunadamente, podemos obtenerlo fusionando un neutrón con el núcleo de uno de los isótopos del litio, que, al igual que el deuterio, es un elemento químico muy abundante en la naturaleza (especialmente en el agua del mar).

Lo más interesante de la fusión nuclear que llevamos a cabo en nuestros reactores experimentales actualmente es que de la fusión de los núcleos de deuterio y tritio obtenemos un núcleo de helio y un neutrón. Precisamente, este último es el neutrón que, una vez fusionado con un isótopo del litio, nos permite obtener un núcleo de tritio, elemento este último que podemos reutilizar para volver a iniciar el proceso de fusión nuclear.

Resulta curioso pensar que los científicos comenzaron a trabajar en la fusión nuclear hace casi cincuenta años, que fue la época en la que idearon las primeras técnicas de confinamiento magnético. Sin embargo, aún quedan enormes retos que deberán ser resueltos antes de que vea la luz un reactor de fusión nuclear comercial. De estos desafíos, de las ventajas de la fusión frente a la fisión, del estado actual de la fusión nuclear y de cómo evolucionará en el futuro hablaremos con detalle en un próximo artículo que espero que os resulte tan interesante o más que este.

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