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La fusione nucleare è uno dei processi fisici più semplici e allo stesso tempo più potenti dell’universo. Due atomi molto eccitati, molto caldi e molto energetici si scontrano l’uno con l’altro e si trasformano in un unico atomo

La fusione nucleare è uno dei processi fisici più semplici e allo stesso tempo più potenti dell’universo. Due atomi molto eccitati, molto caldi e molto energetici si scontrano l’uno con l’altro e si trasformano in un unico atomo, liberando nel processo alcune particelle subatomiche e l’energia residua.

Dopo il Big Bang, l’intero universo era un minestrone estremamente caldo ed energico di piccolissime particelle subatomiche, ma non era ancora corretto chiamarle particelle subatomiche, perché a quel punto gli atomi non esistevano. Alla fine, queste minuscole particelle cominciarono ad attrarsi e a legarsi, trasformando i quark in elettroni, neutroni e protoni, i mattoni fondamentali della materia. La zuppa calda e densa dell’universo iniziò a raffreddarsi e a cagliare durante l’espansione, formando piccoli grumi di idrogeno gassoso.

Per un po’, l’universo non era altro che idrogeno, l’elemento più semplice. Ma la gravità iniziò lentamente ad avvicinare alcune di queste nubi gassose e, man mano che gli atomi di idrogeno che si muovevano in questo ambiente sempre più denso e sempre più caldo acquisivano più energia, iniziarono a fondersi l’uno con l’altro per formare l’elio, il secondo elemento più leggero.

Molte di queste nubi di gas si sono trasformate in stelle, proprio come il nostro sole: enormi sfere di plasma di idrogeno ed elio alimentate da reazioni di fusione nucleare. Nei densi nuclei di queste stelle, l’idrogeno e l’elio hanno continuato a fondersi fino a formare elementi sempre più pesanti. Quando le prime stelle dell’universo sono morte e sono esplose in nova e supernova, hanno lanciato nello spazio nubi di tutti questi elementi più pesanti, che alla fine sono diventati le nebulose, i pianeti, gli asteroidi, le comete e gli altri corpi interstellari che conosciamo.

È necessaria una grande quantità di energia e un’intensa pressione per indurre la fusione nucleare anche tra nuclei atomici leggeri. I nuclei atomici, che contengono protoni con carica positiva e neutroni neutri, non vogliono avvicinarsi in circostanze normali. La forza di Coulomb, che descrive come le cariche simili si respingono e le cariche opposte si attraggono (come nel caso dei poli nord e sud di una calamita, per esempio), impedisce a questi due nuclei atomici di scontrarsi tra loro. Se si mettono due atomi in rotta di collisione diretta con l’intenzione di farli scontrare e incollare tra loro, è necessario accelerarli a velocità molto elevate in modo che, al momento della collisione, la forza nucleare, che spinge i protoni ad aderire ai neutroni, superi la forza repulsiva di Coulomb.

L’energia di legame nucleare è la quantità minima di energia necessaria per rompere un nucleo atomico. Più l’elemento è denso, più energia è necessaria per rompere il suo nucleo. Quando causiamo la fissione o la fusione nucleare, l’energia di legame nucleare può essere rilasciata. È così che la fissione e la fusione nucleare possono essere utilizzate per produrre elettricità.

Per gli elementi più pesanti, la fusione nucleare non rilascia energia di fusione. Ma per gli elementi più leggeri, come l’idrogeno e l’elio, quando due atomi si combinano, il terzo atomo risultante è pieno di energia in eccesso e di uno o due neutroni in più nel suo nucleo che lo rendono instabile. Nessun atomo vuole mai essere instabile e quindi cerca di tornare al punto più vicino di stabilità rilasciando tutto l’eccesso. Si alleggerisce buttando fuori i neutroni extra ad alta energia, liberando anche l’energia di fusione rimasta.

Uno degli enormi vantaggi prospettici delle centrali a fusione nucleare rispetto alla fissione, e ciò che rende la fusione una fonte di energia elettrica così interessante rispetto non solo alla fissione ma anche a tutte le altre fonti energetiche, è il materiale di scarto che il combustibile da fusione esaurito lascia dietro di sé. I reattori nucleari a fissione lasciano dietro di sé elementi molto pesanti derivanti dalla scissione degli atomi di uranio, che rimangono altamente radioattivi per decine o centinaia di migliaia di anni.

Ogni isotopo instabile e radioattivo ha un “tempo di dimezzamento”, ovvero il tempo necessario affinché la metà di un determinato campione di materiale decada in un isotopo più stabile e non più radioattivo. Ad esempio, l’uranio 235, il particolare isotopo dell’uranio utilizzato come combustibile nucleare, ha un tempo di dimezzamento di oltre settecento milioni di anni, mentre il molibdeno 99, un isotopo utilizzato per produrre agenti di contrasto per le immagini mediche, ha un tempo di dimezzamento di circa due giorni e mezzo.

La fissione dell’uranio e del plutonio produce un’infinità di rifiuti radioattivi, alcuni dei quali hanno un’emivita di pochi giorni o ore, mentre altri superano i duecentomila anni. Le modalità di stoccaggio e smaltimento delle scorie nucleari a lunga vita sono una delle principali preoccupazioni per l’energia da fissione, ma praticamente un non problema per l’energia da fusione. Le reazioni deuterio-deuterio e deuterio-trizio producono elio-3 ed elio-4, due isotopi stabili dell’elio.