Fusión y Fisión: Dos Reacciones Nucleares, Dos Caminos Energéticos

Reacciones Nucleares: Fisión vs Fusión

Las reacciones nucleares (transformaciones que involucran los núcleos atómicos) representan los procesos más energéticos del universo. Existen dos vías principales para liberar esta energía contenida en la materia: la fisión y la fusión. Aunque radicalmente diferentes en su principio, ambas reacciones obedecen a la famosa ecuación de Albert Einstein (1879-1955): \(E = mc^2\), que establece la equivalencia entre masa y energía.

Fisión Nuclear: Dividirse para Existir

La fisión consiste en la ruptura de un núcleo pesado (por ejemplo, uranio-235 o plutonio-239) en dos fragmentos más ligeros bajo el impacto de un neutrón. La energía liberada proviene de la diferencia de masa relacionada con las energías de enlace por nucleón. Típicamente, una fisión de \(^{235}\)U libera aproximadamente \(200\ \text{MeV}\) por reacción individual de fisión nuclear, tras capturar un neutrón.

Descubierta en 1938 por Otto Hahn (1879-1968) y Fritz Strassmann (1902-1980), e interpretada por Lise Meitner (1878-1968) y Otto Frisch (1904-1979), esta reacción libera una energía considerable, así como varios neutrones que pueden, a su vez, provocar nuevas fisiones, creando así una reacción en cadena.

La energía liberada proviene del defecto de masa: la suma de las masas de los productos de fisión es menor que la masa del núcleo inicial. Este defecto de masa, aunque minúsculo, se convierte en una energía colosal según \(E = \Delta m c^2\), donde \(\Delta m\) es la diferencia de masa y \(c\) es la velocidad de la luz.

En resumen, el núcleo se divide porque, más allá de un cierto tamaño, es energéticamente más favorable existir como dos núcleos medios que como un solo núcleo pesado e inestable. La fisión es la expresión de esta búsqueda de estabilidad, desencadenada por la adición de un neutrón.

Fusión Nuclear: La Unión Hace la Fuerza

Por el contrario, la fusión nuclear implica la unión de dos núcleos atómicos ligeros, como los isótopos del hidrógeno (deuterio \(^{2}\)H y tritio \(^{3}\)H), para formar un núcleo más pesado (helio \(^{4}\)He). Este proceso, que alimenta a las estrellas como nuestro Sol, libera una energía aún mayor por nucleón que la fisión. Para superar la repulsión electrostática entre núcleos cargados positivamente (barrera coulombiana), se requieren condiciones extremas de temperatura (del orden de millones de grados) y presión. La energía liberada es del orden de \(17,6\ \text{MeV}\) por reacción D-T.

Dominar la fusión en la Tierra representa un desafío tecnológico monumental, pero su potencial es inmenso: combustible abundante, baja producción de residuos radiactivos de larga duración y ausencia de riesgo de reacción descontrolada.

Nota: Cuando se dice que la fusión D-T libera 17,6 MeV, se refiere a la energía total por reacción elemental, es decir, para la interacción entre un núcleo de deuterio (\(^{2}\)H) y un núcleo de tritio (\(^{3}\)H). Esta energía se distribuye entre un núcleo de helio-4 (≈ 3,5 MeV) y un neutrón (≈ 14,1 MeV). Como la reacción involucra 5 bariones (2+3), la energía por nucleón es: \[ \frac{17,6}{5} \approx 3,5\ \text{MeV por barión}. \] Este valor se compara a menudo con otros procesos nucleares: la fisión libera ≈ 0,9 MeV/barión, mientras que la fusión alcanza varios MeV/barión, de ahí su superior potencial energético a escala de la masa reactiva.

Comparación de las Dos Vías Energéticas

La siguiente tabla resume las características principales de estas dos reacciones nucleares, destacando sus diferencias fundamentales.

Referencias: Agencia Internacional de Energía Atómica (OIEA), ITER.