Abans de començar cal explicar què és la fusió nuclear i, sobretot, diferenciar-la de la fissió nuclear.
Els àtoms són matèria composta d’un munt de partícules: protons i neutrons en el nucli i electrons a la part exterior. Els protons tenen càrrega elèctrica positiva i el fet d’estar tots junts formant el nucli fa que es repel·leixin. Aquí intervé una de les forces bàsiques de la naturalesa, la força nuclear forta, que actua com una pega i els força a mantenir-se units. Aquest nucli i la seva transformació, per fusió/unió o fissió/trencament, és el que produeix energia.
Actualment només podem obtenir energia atòmica de les reaccions de fissió nuclear, les que es produeixen a les centrals nuclears. Aquesta s'obté quan es bombardeja un nucli radioactiu amb neutrons, es trenca i s’allibera energia. Aquesta forma d’obtenir-la té dues objeccions molt fortes. Primera, genera residus radioactius que es mantenen així durant milers d’anys i que cal emmagatzemar en llocs segurs per evitar contaminacions. Segona, és una reacció en cadena. Això vol dir que cal una intervenció externa per aturar-la. No és una reacció que es produeixi a la naturalesa de forma habitual, només es coneix el cas de les mines d’urani d’Oklo (Gabon).
Per contra les reaccions de fusió nuclear són molt més segures, s’aturen soles si no se les alimenta amb combustible i no produeixen residus nuclears. Es tracta d’unir àtoms com els d’hidrogen ˗no pas trencar-los˗ i formar heli. Aquestes reaccions transformen una petita part de la seva massa en energia, un 0,7%, segons l’equació d’Einstein (E=mc2).
Però, existeix un greu problema encara no solucionat. Per engegar aquestes reaccions calen temperatures altíssimes de l’ordre de milions de graus centígrads. Són les reaccions que es produeixen a les estrelles, com el Sol, i que proporcionen l’energia necessària per desenvolupar la vida.
La matèria del nucli d’una estrella (plasma) està a uns 15 milions de graus, però a una pressió de milions de vegades superior a la que es pot assolir als nostres laboratoris. De fet, els científics intenten reproduir les condicions del nucli estel·lar, però no arriben a aconseguir-les. Fins al moment han arribat a temperatures de 100 milions de graus, unes sis vegades superiors a les de les estrelles. És l’única forma que tenen de compensar la falta de pressió necessària ja que cal apropar molt i molt els protons per facilitar que es fusionin.
També cal saltar-se alguns passos de les reaccions que ocorren al Sol. Així, en lloc de protons i àtoms d’hidrogen, es fan servir àtoms de deuteri o de triti, isòtops de l’hidrogen, que tenen un o dos neutrons al seu nucli. D’aquesta manera el salt per esdevenir un àtom d’heli és més petit. Recordeu que l’àtom d’heli està format per dos protons i dos neutrons.
Fa 50 anys que deien que en 50 anys tindríem la fusió nuclear com una forma d’energia comercial, però sembla que en la pràctica, encara n’haurem d’esperar 50 més.
Publicat a la revista "Els Colors del Pla de l'Estany" en el seu nº 280 de l'abril de 2023
