Diferencia entre revisiones de «Fusión nuclear»
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En el caso más simple de fusión, en el hidrógeno, dos protones deben acercarse lo suficiente para que la [[interacción nuclear fuerte]] pueda superar su repulsión eléctrica mutua y obtener la posterior liberación de energía.
En la naturaleza ocurre fusión nuclear en las [[estrella]]s, incluido el [[Sol]]. En su interior las temperaturas son cercanas a 15 millones. de grados Kelvin. Por ello a las reacciones de fusión se les denomina [[Reacción
Sobre la base de los .experimentos de [[transmutación nuclear]] de [[Ernest Rutherford]], conducidos pocos años antes, [[Mark Oliphant]], en 1932, observó por primera vez la fusión .de núcleos ligeros ([[isótopos de hidrógeno]]).
Posteriormente, durante el resto de ese [[Década|decenio]], [[Hans Bethe]] estudió las etapas del ciclo principal de la fusión nuclear en las estrellas.
La investigación acerca de la fusión para fines militares se inició en la [[década de 1940]] como parte del [[Proyecto Manhattan]], pero no tuvo éxito hasta 1952. La indagación. relativa a fusión controlada con fines. civiles se inició en la [[década de 1950]], y continúa hasta el presente.
== Requisitos ==
Para que pueda ocurrir la fusión debe superarse una importante barrera de energía producida por la [[fuerza electrostática]]. A grandes distancias, dos núcleos
Cuando un [[nucleón]] ([[protón]] o [[neutrón]]) se añade a un núcleo, .la fuerza nuclear atrae a otros nucleones, pero –debido al corto alcance de esta fuerza– principalmente a sus vecinos inmediatos. Los nucleones del interior de un núcleo tienen más vecinos nucleones que los existentes en la superficie. Ya que la relación entre área de superficie y volumen de los núcleos menores es mayor, por lo general la energía de enlace por
[[Archivo:
El resultado neto de
| url = http://hyperphysics.phy-astr.gsu.edu/hbase/nucene/nucbin2.html#c1
| título = The Most Tightly Bound Nuclei
}}<!--Título generado por Muro Bot--></ref> A pesar de que el [[isótopos de níquel|isótopo de níquel]] [[Níquel 62|<sup>62</sup>Ni]] es más estable, el [[isótopos de hierro|isótopo de hierro]] [[Hierro 56|<sup>56</sup>Fe]] es una [[orden de magnitud]] más común. Esto se debe a mayor tasa de desintegración de [[Níquel 62|<sup>62</sup>Ni]] en el interior de las estrellas, impulsada por absorción de [[fotones]].
Una notable excepción a esta tendencia general es el núcleo [[
Tres ventajas de la fusión nuclear son: <br />a) en gran parte sus desechos no revisten la problemática de los provenientes de fisión; <br />b) abundancia –y buen precio–{{cita requerida|}} de materias primas, principalmente del isótopo de hidrógeno [[deuterio]] (D); <br />c) si una [[Central nuclear|instalación]] dejara de funcionar se apagaría inmediatamente, sin peligro de fusión no nuclear.
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