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Fisica nucleareradioattivita, fusione e fissione nucleare

Christian Ferrari

Liceo di Locarno

Il nucleo atomico: aspetti storici 1

L’ipotesi del nucleo atomico risale al 1911 e fu formulata daRutherford a seguito delle esperienze di Geiger-Marsden(esperienza della lamina d’oro).

All’inizio del 1900 era noto che certi elementi, chiamatiradioattivi, si trasformano spontaneamente in altri elementiespellendo una particella durante il processo.

Intro Radioattivita Fusione Fissione Fusione vs Fissione Storia Basi

Atomi 2

Atomo −→(

Nucleo : carica + ,

Elettroni : carica −

elettroneelettrone

nucleo

La massa dell’atomo e concentrata sul nucleo.

La forza tra il nucleo e gli elettroni – ossia l’interazione – eelettromagnetica, la cui origine e la carica elettrica del nucleo edegli elettroni.


Nuclei 3

Nucleo −→(

Protoni : carica + ,

Neutroni : carica 0

nucleo

neutrone

protone

La forza tra protoni e neutroni e chiamata forza nucleare forte,ha una portata molto piccola ma e molto intensa, cosı da dominarela repulsione elettrica tra i protoni.


Nomenclatura 4

I nuclei sono composti da protoni e neutroni (assiemevengono chiamati nucleoni).

Il numero di protoni e detto numero atomico Z (caratterizzal’atomo/l’elemento chimico).

Il numero di neutroni e indicato con N .

Il numero di nucleoni e detto numero di massa A

A = Z +N .

Due o piu nuclei con lo stesso Z ma A differente (quindi Ndifferente) sono detti isotopi.

Esempio: Z = 1, N = 0 nucleo di idrogeno (protone p),Z = 1, N = 1 deuterio (D), Z = 1, N = 2 trizio (T).


Dimensioni del mondo nucleare 5

Taglia di un nucleo: ≈ 10−15 m

Taglia di un nucleone (= protone/neutrone): ≈ 10−15 m

10−15 = 0,000000000000001

“Taglia” di un elettrone: inferiore a ≈ 10−18 m (consideratopuntiforme)

In prima approssimazione, considerando i nuclei sferici, ilraggio dipende da A ed e dato da

R = R0A1/3 dove R0 ≈ 1,2 fm = 1,2 · 10−15 m .


Unita di misura 6

Un’unita di massa atomica e definita da

1 u = 1,661 · 10−27 kg

e sovente la massa dei nuclei e espressa in u.

Il numero di massa A coincide con l’arrotondamento versol’intero piu vicino della massa in u.

Un’unita di misura utile per l’energia e l’elettronvolt definitoda

1 eV = 1,602 · 10−19 J .


Isotopi instabili 7

Non tutti i nuclei possibili sono stabili, ma molti si trasformanospontaneamente in altri nuclei: sono i nuclei radioattivi.

I nuclei instabili sono tipicamente caratterizzati da:

un numero troppo grande di protoni (Z > 92, nuclei pesanti);

un numero troppo grande di neutroni;

un numero troppo piccolo di neutroni;

un’energia troppo elevata.

In natura vi sono circa 270 nuclei stabili e circa 1000 nucleiinstabili, mentre artificialmente si sono prodotti, in laboratorio,circa 1500 nuclei instabili.

La forza che rende stabili i nuclei e la forza nucleare forte chepredomina su quella elettrostatica repulsiva tra protoni.

Intro Radioattivita Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

Decadimento α 8

Il decadimento alfa corrisponde a

AZX −→ A−4

Z−2Y + 42He

e si ha l’emissione di un nucleo di elio 4 (particella α).

Questo decadimento avviene tipicamente quando si hanno nucleipesanti (A grande e quindi Z grande).


Il meccanismo del decadimento α 9

In un decadimento α la “particella α nel nucleo” (quindi nella bucadi potenziale nulceare attrattiva) deve vincere la barriera di energiapotenziale coulombiana, repulsiva: questo e possibile grazie ad uneffetto quantistico chiamato effetto tunnel.

Esempio: 238U −→ 234Th + 4He.


Decadimento β 10

Si distinguono due decadimenti beta.

Il decadimento β−

AZX −→ A

Z+1Y + e− + νe

si ha l’emissione di un elettrone (e−) e di un antineutrino (νe).

Questo decadimento avviene tipicamente quando nel nucleo visono troppi neutroni (un neutrone si trasforma in un protone).

Il decadimento β+

AZX −→ A

Z−1Y + e+ + νe

si ha l’emissione di un positrone (e+) e di un neutrino (νe).

Questo decadimento avviene tipicamente quando nel nucleo visono troppo pochi neutroni (un protone si trasforma in unneutrone).


Decadimento β− e β+ 11

A livello di nucleoni si ha

β− : n −→ p + e− + νe

eβ+ : p −→ n + e+ + νe


La cattura elettronica 12

La cattura elettronica accade quando un nucleo assorbe uno deisuoi elettroni orbitanti e un protone del nucleo si trasforma in unneutrone accompagnato dall’emissione di un neutrino

p + e− −→ n + νe


Il decadimento γ 13

Il decadimento gamma si ottiene quando i nuclei hanno troppoenergia, questo decadimento corrisponde all’emissione di un fotone

AZX∗ −→ A

ZX + γ

Il nucleo non cambia ma il suo stato finale sara uno stato dienergia minore (e una transizione nucleare da uno stato piueccitato ad uno meno eccitato).

Osservazione generale: i decadimenti sono possibili solo se

∆Mc2 < 0

(vedi slide L’equivalenza massa-energia). Se invece per tutti idecadimenti ∆Mc2 > 0 il nucleo e stabile.


Tabella generale dei nuclei 14


Serie di decadimento 15

Spesso un nucleo radioattivo, prima trasformarsi in un nucleostabile, subisce una serie di decadimenti.


Legge esponenziale del decadimento 16

Il decadimento radioattivo e governato da leggi probabilistiche, eimpossibile prevedere con certezza se un dato nucleo instabiledecadra in un intervallo di tempo futuro dato. Ciononostantepossiamo calcolare il numero di nuclei N(t) all’istante t dato ilnumero N0 di nucleo all’istante t = 0, infatti il tasso di variazionee direttamente proporzionale al numero di nuclei

−dNdt

= λN

da si ottiene la legge del decadimento radioattivo

N(t) = N0e−λt

dove λ e detta costante di decadimento e dipende dal nucleoradioattivo.



Si definisce il tempo di vita medio come il tempo per il quale

N(t) = N0e (resta il 37%)

τ = 1λ

Si definisce il tempo di dimezzamento come il tempo per il quale

N(t) = N0

2 (resta il 50%)

t1/2 = τ ln 2 < τ .


L’attivita 19

L’attivita e definita come la frequenza di decadimento (il numerodi decadimenti al secondo), essa e data da

a = −dNdt

= λN

da cuia(t) = a0e

−λt a0 = λN0 .

L’unita di misura e il becquerel 1 Bq = 11s .


L’equivalenza massa-energia 20

Consideriamo una generica reazione nucleare (o un decadimento)

A+B −→ C +D

in cui A e B, rispettivamente C e D, non interagiscono. Allora laconservazione della massa-energia impone

∆Etot = ∆Mc2 + ∆Ecin

= (MC +MD −MA −MB)c2 + (EcinC + EcinD − EcinA − EcinB )= 0

da cuiEcinC + EcinD − (EcinA + EcinB )| {z }

energia liberata

= −∆Mc2

Intro Radioattivita Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

Fusione nucleare 21

La fusione e il processo nucleare consistente nell’unione didue nuclei leggeri in uno piu pesante.

In questo tipo di reazione il nuovo nucleo costituito hamassa totale minore della somma delle masse reagenti,con conseguente liberazione di energia (cinetica dei prodotti).

Affinche avvenga una fusione tra due nuclei, questi devonoessere sufficientemente vicini in modo da lasciare che laforza nucleare forte predomini sulla repulsione coulombiana (idue nuclei hanno carica elettrica positiva quindi sirespingono): cio avviene a distanze molto piccole, dell’ordinedi qualche femtometro (10−15 m). L’energia necessaria persuperare la repulsione coulombiana puo essere fornita alleparticelle portandole in condizioni di altissima pressione(altissima temperatura e/o altissima densita).


Fissione nucleare 22

La fissione nucleare e il processo nucleare in cui nucleipesanti decadono in nuclei piu leggeri.

In questo tipo di reazione la somma della massa dei nuovinuclei costituiti ha massa minore delle massa di partenza,con conseguente liberazione di energia (cinetica dei prodotti).

Quando un nucleo di materiale fissile e bombardato da unneutrone lento si fissiona producendo due o piu nuclei piupiccoli. Gli isotopi prodotti da tale reazione sono radioattiviin quanto posseggono un eccesso di neutroni e decadono inuna successione di decadimenti fino ad arrivare ad unaconfigurazione stabile.

Tipicamente dalla fissione vengono prodotti altri neutroni, e sipuo ottenere una reazione a catena.

Si distinguono la fissione spontanea (per esempio decadimentoα) da quella artificiale (nucleo bombardato).


Il diagramma fondamentale 23

Una grandezza utile per analizzare l’energia liberata in unareazione nucleare e l’energia di legame per nucleone E`/A dove

E` = [ZMp + (A− Z)Mn −Mnucleo] c2


Fusione nucleare: principio 24


Fusione nucleare: principio 25

Per ottenere la fusione i nuclei in gioco devono vincere la barrieradi energia potenziale coulombiana, repulsiva, per cadere nella bucadi potenziale nucleare, attrattiva: questo e possibile anche graziead un effetto quantistico chiamato effetto tunnel.


Il Sole: fonte di energia 26


Il ciclo del Sole 27

8><>:

p + p −→ D + e+ + νe + 0,93 MeVp + D −→ 3He + γ + 5,49 MeV3He + 3He −→ 4He + 2p + 12,86 MeV

il bilancio di reazione e quindi

4p −→ 4He + 2e+ + 2ν + 2γ + 25 MeV .

Condizioni in cui avviene la fusione:

temperature dell’ordine di 107 K, il gas si trova nello stato diplasma (gas ionizzato);

la densita e dell’ordine di 1032 m−3;

il combustibile e confinato dalla sua stessa forza di gravita.


Il ciclo del Sole 28


Il plasma 29

Il plasma puo essere considerato il 4◦ stato della materia, e un gasionizzato in cui elettroni e nuclei non sono piu legati. Lo si trova indiverse situazioni.


Il confinamento del plasma 30

Esistono tre modalita di confinamento:

confinamento magnetico (grazie alla forza di Lorentz);

confinamento inerziale (grazie a potenti laser);

confinamento gravitazionale (solo nelle stelle).


Reattori a fusione: il criterio di Lawson 31

Condizione per ottenere la fusione nei reattori a fusione:

? Triplo prodotto (criterio di Lawson):

ρ τ T > 5 · 1021 s/m3 keV

ρ = densita, τ = tempo di confinamento, T = temperatura.

Il criterio di Lawson indica che:

le particelle devono essere molte (= alta densita);

stare assieme per un tempo sufficiente (= alto tempo diconfinamento);

molto energetiche (= alta temperatura).

La relazione energia–temperatura e data dalla teoria cinetica

Ecin ∝ kBT .


Reattori a fusione: alcune reazioni possibili 32

Ecco alcune possibili reazioni di fusione nucleare da sfruttare neireattori a fusione:

D + T −→ 4He + n + 17,6 MeVD + D −→ 3He + n + 3,27 MeV (50%)

−→ T + p + 4,03 MeV (50%)D + 3He −→ 4He + p + 18,4 MeV


Reattori a fusione: il tasso di reazione 33

Il tasso di reazione (o sezione efficace) e una misura dellaprobabilita di una reazione di fusione in funzione della velocita deinuclei reagenti (che dipende dell’energia cinetica e quindi dellatemperatura).

Temperatura in eV: 1 keV ≈ 107 K (1 eV = 11600 K).Intro Radioattivita Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

Il progetto ITER 34

Temperatura: 100 milioni di gradi (= 108 K)

ReazioneD + T −→ 4He + n + 17,6 MeV

dove l’energia cinetica si ripartisce come segue

4He : 3,5 MeV n : 14,1 MeV


Il progetto ITER 35

Per la reazione D–T come ottenere i reagenti?

il deuterio lo si trova in abbondanza nel mare (30 L 1 g);

il trizio lo si produce grazie alla reazione innescata da unneutrone

6Li + n −→ T + 4He + 4,8 MeV ;

il litio lo si trova nelle rocce e negli oceani.

Alcuni dati energetici:

Combustione: 1 kg di carbone 8,14 kWh;

Fissione: 1 kg di uranio 2,3 · 107 kWh;

Fusione: 400 g di D + 600 g di T 108 kWh!

1 L di H2O ! 400 kg di petrolio!


Il progetto ITER 36

Aspetti tecnologici:

Riscaldamento: grazie a onde elettromagnetiche (onde radio emicroonde) ad alta potenza;

Confinamento: grazie ad una camera toroidale con campomagnetico (Tokamak).


Tokamak: campo magnetico 37

Dettaglio dei campi magnetici del Tokamak: gli ioni si“arrotolano” attorno alle linee di campo cosı da essere confinati.


La nucleosintesi stellare 38

Nelle stelle si hanno facilmente le condizioni per la fusionenucleare, il confinamento e garantito dalla forza di gravita,temperatura e densita sono sufficientemente elevate.

A dipendenza della temperatura diverse reazioni di fusionesono possibili:

catena protone–protone (o ciclo del Sole);ciclo CNO;processo triplo α;la fusione del carbonio;la fusione dell’ossigeno;. . . .

Questi processi portano alla formazione dei nuclei deglielementi (nucleosintesi stellare). Essi ci danno la chimicache conosciamo.


La catena protone-protone 39

Temperatura > 1 · 107 K.


La catena CNO 40

Temperatura > 1,5 · 107 K.8>>>>>>><>>>>>>>:

12C + p −→ 13N13N −→ 13C + e+ + νe13C + p −→ 14N + γ14N + p −→ 15O + γ15O + p −→ 15Ne+ + νe15N + p −→ 12C + 4He

il bilancio di reazione e quindi

4p −→ 4He + 2e+ + 2νe + 3γ

Il 12C e gia presente nella stella se generato nel cuore delle stelledella precedente generazione con un processo triplo α.


La catena CNO 41


Il processo triplo α 42

Temperatura > 1 · 108 K.(4He + 4He 8Be τ = 10−16 s8Be + 4He −→ 12C + γ

Si forma cosı, nelle reazioni nucleari nel cuore delle stelle a piu di100 milioni di gradi, il carbonio, base della vita sulla Terra!

Poi possono avvenire le reazioni di fusione(12C + 4He −→ 16O + γ16O + 4He −→ 20Ne + γ


La fusione carbonio-carbonio 43


12C + 12C −→

8>>>>><>>>>>:

20Ne + 4He16O + 2 4He ?23Na + p23Mg + n ?24Mg + γ

? = reazione che necessita energia.


La fusione ossigeno-ossigeno 44

Temperatura > 1,5 · 109 K.

16O + 16O −→

8>>>>><>>>>>:

24Mg + 2 4He ?28Si + 4He31P + p31S + n32S + γ

? = reazione che necessita energia.


La fusione fino al 56Fe 45

Piu i nuclei sono grandi, maggiore e il numero di protoni chelo costituiscono, quindi maggiore e la repulsione elettrica tra inuclei da fondere =⇒ e necessaria piu energia, ossia unatemperatura piu elevata.

La temperatura aumenta all’aumentare della massa dellastella. Massa maggiore piu reazioni possibili (attenzione altasso di reazione).


Fusione del silicio e altri nuclei fino ad arrivare al piu stabile: 56Fen�(28Si + 4He) + 4He

�+ . . .

o−→ 56Fe + . . .


E A > 56? La cattura di neutroni 46

Esclusi casi particolari, per fusione si arriva fino al 56Fe, ilnucleo piu stabile. Come e possibile ottenere altri nuclei?

La cattura di neutroni (s-process): i neutroni liberati dallereazioni precedenti possono entrare nei nuclei presenti senzadifficolta (poiche elettricamente neutri) cosı da formare nucleicon neutroni in eccesso;

questi nuclei decadono via il processo β− in cui nel nucleo siha la trasformazione

n −→ p + e− + νe

cosı da ottenere nuclei stabili con A > 56 e Z maggiori (altrinuclei).


La nucleosintesi primordiale 47

Da dove arrivano i nuclei leggeri?

Dall’origine dell’Universo (Big Bang): nucleosintesiprimordiale.Responsabile della formazione di: p, D, 3He, 4He e 7Li.

Le abbondanze predette sono circa il 24% per 4He, unrapporto D/p di circa 10−4, un rapporto 3He/p di circa 10−5

e un rapporto 7Li/p di circa 10−9. p circa il 75%.



t = 10−32 s, T = 1026 K: quark, leptoni e fotoni.

t = 10−4 s, T = 1012 K: leptoni (e+, e−, νe, νe, νµ, νµ),pochi protoni e neutroni (formati da quark)

n p + e− + νe

n + e+ p + νe

n + νe p + e−

t = 1 s, T = 1010 K: le reazioni sopra diventano → e siinnesca la reazione

p + n D + γ

t = 100 s, T = 109 K: la reazione

p + n −→ D + γ

forma deuterio stabile.



T < 109 K: innesco delle reazioni

D + D T + p

T + D 4He + n

D + D 3He + n3He + D 4He + p4He + T 7Li + γ

t = 12 d, T = 107 K: le reazioni sopra formano gli isotopistabili!!!


Reazioni nucleari di fissione 50

Quando un neutrone viene assorbito da un nucleo di materialefissile si ottiene una reazione di fissione (artificiale).

Intro Radioattivita Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

Reazioni nucleari di fissione 51

Il meccanismo seguente, proposto da Bohr e Wheeler, spiega comeavviene la fissione nucleare.


La fissione del 235U 52

La fissione dell’uranio 235 indotta da un neutrone e tra le piuconosciute, si scrive

n + 235U −→ 236U −→ X + Y + kn

dove X et Y sono dei nuclei mediamente pesanti e radioattivichiamati prodotti di fissione e k e il numero di neutroni emessi.

I numeri di massa di X e Y sono tipicamente distribuiti come segue


Alcune reazioni possibili del 235U 53

Il calcolo approssimativo basato sulla variazione dell’energia dilegame ci da l’energia liberata nella fusione dell’235U:

A ≈ 240→ E`/A ≈ 7,6 MeV A ≈ 120→ E`/A ≈ 8,5 MeV

da cui l’energia liberata

2 · (8,5 MeV · 120)− 7,6 MeV · 240 ≈ 200 MeV

Ecco alcune possibili reazioni di fissione nucleare:

n + 235U −→ 95Sr + 139Xe + 2n + γ + 184 MeVn + 235U −→ 93Rb + 141Cs + 2n + γ + 180 MeVn + 235U −→ 93Kr + 140Xe + 3n + γ + 162 MeVn + 235U −→ 94Zr + 140Cs + n + γ + 208 MeV


Reazioni nucleari a catena 54

Se i neutroni prodotti da una reazione possono venire assorbitida nuclei fissili vicini provocano una nuova reazione.

Tipicamente per l’uranio 235 sono liberati in media 1,33neutroni.

Se il numero di neutroni che danno luogo a nuove fissioni emaggiore di 1 si ha una reazione a catena in cui il numero difissioni aumentano esponenzialmente, se tale numero e ugualea 1 si ha una reazione stabile, se e inferiore a uno la reazionesi arresta.


Reazioni nucleari a catena 55


Le componenti di un reattore a fissione 56

Le componenti principali del nocciolo di un reattore a fissionesono:

il combustibile (barre fisse);

il moderatore;

le barre di controllo (mobili).

Oltre il nocciolo vi sono dei circuti di raffreddamento.


Il combustibile: l’uranio 57

L’uranio in natura si trova sottoforma di ossido o sale complesso eed e composto da una miscela dei tre isotopi:

234U: < 0,01%, t1/2 = 2,5 · 105 y;235U: 0,70%, t1/2 = 7 · 108 y;238U: 99,3%, t1/2 = 4,5 · 109 y.

Per generare la fissione dell’235U i neutroni devono essere lenti(detti neutroni termici, di energia cinetica molto ridottadell’ordine di 0,04 eV) cosı da aumentare il tasso di reazione.Questi neutroni non permettono la fissione dell’238U (che diventa239U e decade via β poiche fissiona solo con neutroni veloci).

Per un reattore a fissione di 235U:

necessita di aumentare la concentrazione dell’isotopo 235Urispetto al piu comune 238U;

processo di arricchimento dell’uranio per passare dallo0,70% a circa il 3,4% di 235U.


Il moderatore 58

La fissione produce neutroni veloci di energia cinetica dell’ordine di2 MeV, ma a questa energia il tasso di reazione e molto basso

=⇒ e necessario rallentare i neutroni.

Per questo tra le barre di combustibile si mette una sostanza,chiamata moderatore, che:

rallenta i neutroni (in collisioni elastiche);

non sottrae i neutroni al processo assorbendoli.

Solitamente si usa acqua (H2O) o acqua pesante (D2O).


Fattore di moltiplicazione 59

Per un reattore nucleare si definisce il fattore di moltiplicazione

K =neutroni all’inizio di una generazione

neutroni all’inizio della generazione precedente

Se K < 1: regime subcritico, il reattore tende a fermarsi;

se K = 1: regime critico;

se K > 1: regime supercritico → pericolo! Il reattore tendead espolodere.

Nei reattori nucleari a fissione e importante regolare la reazione inmodo tale che essa sia stabile, ossia che K non superi per troppotempo il valore limite di K = 1,05.


Le barre di controllo 60

Le barre di controllo sono:

fatte di un materiale (ad esempio cadmio) in grado diassorbire facilmente i neutroni;

servono a controllare il regime del reattore (il fattore dimoltiplicazione che deve essere mantenuto al valore K = 1)sottraendo neutroni:

il reattore e infatti progettato in modo da avere fissionisupercritiche;

a causa dell’accumularsi dei prodotti di fissione, che assorbononeutroni, la tendenza del reattore e di diventare subcritico e lebarre di controllo possono essere gradualmente estratte permantenere K = 1;

garantiscono la possibilita di interrompere il processo difissione (sicurezza).


Il nocciolo 61


Contabilita dei neutroni 62


Contabilita dei neutroni 63

Analizziamo un ciclo (o generazione) con 1000 neutroni termiciiniziali:

fissione dell’235U → 1330 neutroni veloci;

fissone dell’238U → 1330 + 40 = 1370 neutroni veloci;

fuga dal nocciolo di neutroni → 1300 neutroni veloci;

? Il moderatore rallenta i neutroni (2 MeV→ 0,04 eV)

tra i 1− 100 eV cattura per risonanza → 1170 neutronitermici

n+ 238U −→ 238U + γ ;

cattura termica (non fissile) → 1050 neutroni termici;

fuga dal nocciolo di neutroni → 1000 neutroni termici.

In un ciclo si guadagnano ≈ 200 MeV di energia termica rilasciatidai 370 neutroni.


Il sistema di raffreddamento 64

Il sistema di raffreddamento ha lo scopo di prelevare l’energiaprodotta dalle reazioni di fissione e trasferirla all’esterno con loscopo di produrre energia elettrica.

L’energia cinetica dei prodotti della reazione vaconvertita.

Tipicamente i prodotti di reazione cedono la loro energiacinetica ad un liquido (acqua) che aumenta quindi la suaenergia termica.

Nei reattori detti ad acqua pressurizzata (PWR) l’acqua eutilizzata sia come moderatore sia come veicolo per il trasferimentodell’energia termica.


Reattori PWR 65

Vi sono i seguenti circuiti:

nel circuito primario, l’acqua pressurizzata, circolando nelcontenitore del reattore, trasporta energia e grandissimapressione (fino a 600 K e 150 bar) dal nocciolo del reattore algeneratore di vapore;

il circuito secondario di questo generatore produce il vaporesurriscaldato che aziona le turbine.

Per completare il circuito, il vapore a bassa pressione vienescaricato dalla turbina, condensato per raffreddamento sotto vuotoe forzato nuovamente da pompe ad alta pressione nel generatore divapore.


Schema di un reattore PWR 66


Vantaggi e svantaggi: fusione 67

Vantaggi

Ottima alternativa di fronte all’esaurimento e all’insostenibilitaambientale delle fonti fossili (petrolio, carbone, gas, . . .).

I reagenti che intervengono nelle reazioni di fusione abbondanoin natura e sono equidistribuiti sul pianeta, fatto questo chepotrebbe almeno in parte contrastare l’aumento di conflittiglobali per l’accaparramento di fonti energetiche naturali.

Elimina i problemi legati alla fissione nucleare in materia disicurezza dell’impianto, sicurezza militare nazionale edinternazionale: un reattore non controllato si spegne.

Nessun rischio di esplosione o intossicazione radioattiva incaso di fallimento del controllo del processo di fusione.

Nessuna emissione di gas serra.

Intro Radioattivita Fusione Fissione Fusione vs Fissione Vantaggi e Svantaggi

Vantaggi e svantaggi: fusione 68

Vantaggi

Nessun trasporto di materiale contaminante: deuterio e litio(da cui si ricava il trizio) abbondano in natura.

Bassa radioattivita dei materiali sottoposti a flusso neutronicoche decade con tempi dell’ordine dei decenni consentendoneun agevole trattamento.

In caso di incidente il peggiore isotopo che potrebbe esseremesso in circolazione e il trizio, che decade in 12,3 anni.Esperimenti di rilascio controllato di trizio nell’atmosferahanno mostrato che l’attivazione del suolo nell’areacontaminata scende in circa un anno al livello del background.

Svantaggi

Difficolta tecnologiche legate al confinamento.


Vantaggi e svantaggi: fissione 69

Vantaggi

Alternativa di fronte all’esaurimento e all’insostenibilitaambientale delle fonti fossili (petrolio, carbone, gas, . . .).

Nessuna emissione di gas serra.

Svantaggi

Se non controllato, reazione a catena non stabile =⇒ rischiodi esplosione.

Produzione di scorie radioattive (plutonio, americio, . . . ) contempi di dimezzamento grandissime =⇒ depositi geologici.

La fissione e il processo alla base della bomba atomica.


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