Fisica nucleare radioattività, fusione e fissione nucleare

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Fisica nucleare
radioattività, fusione e fissione nucleare
Christian Ferrari
Liceo di Locarno
Il nucleo atomico: aspetti storici
L’ipotesi del nucleo atomico risale al 1911 e fu formulata da
Rutherford a seguito delle esperienze di Geiger-Marsden
(esperienza della lamina d’oro).
All’inizio del 1900 era noto che certi elementi, chiamati
radioattivi, si trasformano spontaneamente in altri elementi
espellendo una particella durante il processo.
Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione
Storia Basi
1
Atomi
2
(
Atomo −→
Nucleo : carica + ,
Elettroni : carica −
elettrone
elettrone
nucleo
La massa dell’atomo è concentrata sul nucleo.
La forza tra il nucleo e gli elettroni – ossia l’interazione – è
elettromagnetica, la cui origine è la carica elettrica del nucleo e
degli elettroni.
Storia Basi
Nuclei
3
(
Nucleo −→
Protoni : carica + ,
Neutroni : carica 0
neutrone
nucleo
protone
La forza tra protoni e neutroni è chiamata forza nucleare forte,
ha una portata molto piccola ma è molto intensa, cosı̀ da dominare
la repulsione elettrica tra i protoni.
Storia Basi
Nomenclatura
4
I nuclei sono composti da protoni e neutroni (assieme
vengono chiamati nucleoni).
Il numero di protoni è detto numero atomico Z (caratterizza
l’atomo/l’elemento chimico).
Il numero di neutroni è indicato con N .
Il numero di nucleoni è detto numero di massa A
A=Z +N .
Due o più nuclei con lo stesso Z ma A differente (quindi N
differente) 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).
Storia Basi
Dimensioni del mondo nucleare
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 (considerato
puntiforme)
In prima approssimazione, considerando i nuclei sferici, il
raggio dipende da A ed è dato da
R = R0 A1/3
dove
R0 ≈ 1,2 fm = 1,2 · 10−15 m .
Storia Basi
5
Unità di misura
6
Un’unità di massa atomica è definita da
1 u = 1,661 · 10−27 kg
e sovente la massa dei nuclei è espressa in u.
Il numero di massa A coincide con l’arrotondamento verso
l’intero più vicino della massa in u.
Un’unità di misura utile per l’energia è l’elettronvolt definito
da
1 eV = 1,602 · 10−19 J .
Storia Basi
Isotopi instabili
7
Non tutti i nuclei possibili sono stabili, ma molti si trasformano
spontaneamente 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 nuclei
instabili, mentre artificialmente si sono prodotti, in laboratorio,
circa 1500 nuclei instabili.
La forza che rende stabili i nuclei e la forza nucleare forte che
predomina su quella elettrostatica repulsiva tra protoni.
Decadimenti Legge esponenziale
Decadimento α
8
Il decadimento alfa corrisponde a
A
ZX
−→
A−4
Z−2 Y
+ 42 He
e si ha l’emissione di un nucleo di elio 4 (particella α).
Questo decadimento avviene tipicamente quando si hanno nuclei
pesanti (A grande e quindi Z grande).
Il meccanismo del decadimento α
In un decadimento α la “particella α nel nucleo” (quindi nella buca
di potenziale nulceare attrattiva) deve vincere la barriera di energia
potenziale coulombiana, repulsiva: questo è possibile grazie ad un
effetto quantistico chiamato effetto tunnel.
Esempio:
238 U
−→
234 Th
+ 4 He.
9
Decadimento β
10
Si distinguono due decadimenti beta.
Il decadimento β −
A
ZX
−→
A
Z+1 Y
+ e− + ν̄e
si ha l’emissione di un elettrone (e− ) e di un antineutrino (ν̄e ).
Questo decadimento avviene tipicamente quando nel nucleo vi
sono troppi neutroni (un neutrone si trasforma in un protone).
Il decadimento β +
A
ZX
−→
A
Z−1 Y
+ e+ + νe
si ha l’emissione di un positrone (e+ ) e di un neutrino (νe ).
Questo decadimento avviene tipicamente quando nel nucleo vi
sono troppo pochi neutroni (un protone si trasforma in un
neutrone).
Decadimento β − e β +
11
A livello di nucleoni si ha
β − : n −→ p + e− + ν̄e
e
β + : p −→ n + e+ + νe
La cattura elettronica
12
La cattura elettronica accade quando un nucleo assorbe uno dei
suoi elettroni orbitanti e un protone del nucleo si trasforma in un
neutrone accompagnato dall’emissione di un neutrino
p + e− −→ n + νe
Il decadimento γ
13
Il decadimento gamma si ottiene quando i nuclei hanno troppo
energia, questo decadimento corrisponde all’emissione di un fotone
A ∗
ZX
−→ A
ZX + γ
Il nucleo non cambia ma il suo stato finale sarà uno stato di
energia minore (è una transizione nucleare da uno stato più
eccitato ad uno meno eccitato).
Osservazione generale: i decadimenti sono possibili solo se
∆M c2 < 0
(vedi slide L’equivalenza massa-energia). Se invece per tutti i
decadimenti ∆M c2 > 0 il nucleo è stabile.
Tabella generale dei nuclei
14
Serie di decadimento
15
Spesso un nucleo radioattivo, prima trasformarsi in un nucleo
stabile, subisce una serie di decadimenti.
Legge esponenziale del decadimento
Il decadimento radioattivo è governato da leggi probabilistiche, è
impossibile prevedere con certezza se un dato nucleo instabile
decadrà in un intervallo di tempo futuro dato. Ciononostante
possiamo calcolare il numero di nuclei N (t) all’istante t dato il
numero N0 di nucleo all’istante t = 0, infatti il tasso di variazione
è direttamente proporzionale al numero di nuclei
− dN = λN
dt
da si ottiene la legge del decadimento radioattivo
N (t) = N0 e−λt
dove λ è detta costante di decadimento e dipende dal nucleo
radioattivo.
16
Si definisce il tempo di vita medio come il tempo per il quale
N (t) = Ne0 (resta il 37%)
τ= 1
λ
Si definisce il tempo di dimezzamento come il tempo per il quale
N (t) = N20 (resta il 50%)
t1/2 = τ ln 2 < τ .
17
18
L’attività
19
L’attività è definita come la frequenza di decadimento (il numero
di decadimenti al secondo), essa è data da
a = − dN = λN
dt
da cui
a(t) = a0 e−λt
a0 = λN0 .
L’unità di misura è il becquerel 1 Bq = 1 1s .
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 la
conservazione della massa-energia impone
∆Etot = ∆M c2 + ∆E cin
cin
cin
cin
= (MC + MD − MA − MB )c2 + (ECcin + ED
− EA
− EB
)
= 0
da cui
cin
|EC
cin
cin
cin
+ ED
− (EA
+ EB
) = −∆M c2
{z
energia liberata
}
Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang
Fusione nucleare
21
La fusione è il processo nucleare consistente nell’unione di
due nuclei leggeri in uno più pesante.
In questo tipo di reazione il nuovo nucleo costituito ha
massa totale minore della somma delle masse reagenti,
con conseguente liberazione di energia (cinetica dei prodotti).
Affinché avvenga una fusione tra due nuclei, questi devono
essere sufficientemente vicini in modo da lasciare che la
forza nucleare forte predomini sulla repulsione coulombiana (i
due nuclei hanno carica elettrica positiva quindi si
respingono): ciò avviene a distanze molto piccole, dell’ordine
di qualche femtometro (10−15 m). L’energia necessaria per
superare la repulsione coulombiana può essere fornita alle
particelle portandole in condizioni di altissima pressione
(altissima temperatura e/o altissima densità).
Fissione nucleare
22
La fissione nucleare è il processo nucleare in cui nuclei
pesanti decadono in nuclei più leggeri.
In questo tipo di reazione la somma della massa dei nuovi
nuclei costituiti ha massa minore delle massa di partenza,
con conseguente liberazione di energia (cinetica dei prodotti).
Quando un nucleo di materiale fissile è bombardato da un
neutrone lento si fissiona producendo due o più nuclei più
piccoli. Gli isotopi prodotti da tale reazione sono radioattivi
in quanto posseggono un eccesso di neutroni e decadono in
una successione di decadimenti fino ad arrivare ad una
configurazione stabile.
Tipicamente dalla fissione vengono prodotti altri neutroni, e si
può ottenere una reazione a catena.
Si distinguono la fissione spontanea (per esempio decadimento
α) da quella artificiale (nucleo bombardato).
Il diagramma fondamentale
23
Una grandezza utile per analizzare l’energia liberata in una
reazione nucleare è 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 barriera
di energia potenziale coulombiana, repulsiva, per cadere nella buca
di potenziale nucleare, attrattiva: questo è possibile anche grazie
ad un effetto quantistico chiamato effetto tunnel.
Il Sole: fonte di energia
26
Il ciclo del Sole
8
>
<p + p
p+D
>
:3 He + 3 He
27
−→ D + e+ + νe + 0,93 MeV
−→ 3 He + γ + 5,49 MeV
−→ 4 He + 2p + 12,86 MeV
il bilancio di reazione è quindi
4p −→ 4 He + 2e+ + 2ν + 2γ + 25 MeV .
Condizioni in cui avviene la fusione:
temperature dell’ordine di 107 K, il gas si trova nello stato di
plasma (gas ionizzato);
la densità è dell’ordine di 1032 m−3 ;
il combustibile è confinato dalla sua stessa forza di gravità.
Il ciclo del Sole
28
Il plasma
29
Il plasma può essere considerato il 4◦ stato della materia, è un gas
ionizzato in cui elettroni e nuclei non sono più legati. Lo si trova in
diverse situazioni.
Il confinamento del plasma
30
Esistono tre modalità 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 = densità, τ = tempo di confinamento, T = temperatura.
Il criterio di Lawson indica che:
le particelle devono essere molte (= alta densità);
stare assieme per un tempo sufficiente (= alto tempo di
confinamento);
molto energetiche (= alta temperatura).
La relazione energia–temperatura è data dalla teoria cinetica
E cin ∝ kB T .
Reattori a fusione: alcune reazioni possibili
32
Ecco alcune possibili reazioni di fusione nucleare da sfruttare nei
reattori a fusione:
D + T −→
4
He + n + 17,6 MeV
D + D −→
3
He + n + 3,27 MeV
−→ T + p
D + He −→
3
4
+ 4,03 MeV
(50%)
(50%)
He + p + 18,4 MeV
Reattori a fusione: il tasso di reazione
33
Il tasso di reazione (o sezione efficace) è una misura della
probabilità di una reazione di fusione in funzione della velocità dei
nuclei reagenti (che dipende dell’energia cinetica e quindi della
temperatura).
Temperatura in eV: 1 keV ≈ 107 K (1 eV = 11600 K).
Il progetto ITER
34
Temperatura: 100 milioni di gradi (= 108 K)
Reazione
D + T −→ 4 He + n + 17,6 MeV
dove l’energia cinetica si ripartisce come segue
4
He : 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 un
neutrone
6
Li + n −→ T + 4 He + 4,8 MeV ;
il litio lo si trova nelle rocce e negli oceani.
Alcuni dati energetici:
Combustione: 1 kg di carbone
Fissione: 1 kg di uranio
8,14 kWh;
2,3 · 107 kWh;
Fusione: 400 g di D + 600 g di T
108 kWh!
1 L di H2 O ! 400 kg di petrolio!
Il progetto ITER
36
Aspetti tecnologici:
Riscaldamento: grazie a onde elettromagnetiche (onde radio e
microonde) ad alta potenza;
Confinamento: grazie ad una camera toroidale con campo
magnetico (Tokamak).
Tokamak: campo magnetico
37
Dettaglio dei campi magnetici del Tokamak: gli ioni si
“arrotolano” attorno alle linee di campo cosı̀ da essere confinati.
La nucleosintesi stellare
38
Nelle stelle si hanno facilmente le condizioni per la fusione
nucleare, il confinamento è garantito dalla forza di gravità,
temperatura e densità sono sufficientemente elevate.
A dipendenza della temperatura diverse reazioni di fusione
sono 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 degli
elementi (nucleosintesi stellare). Essi ci danno la chimica
che conosciamo.
La catena protone-protone
39
Temperatura > 1 · 107 K.
La catena CNO
40
Temperatura > 1,5 · 107 K.
812
>
C+p
>
>
>
13
>
N
>
>
<13 C + p
14 N + p
>
>
>
>
15 O + p
>
>
>
:15
N+p
−→ 13 N
−→ 13 C + e+ + νe
−→ 14 N + γ
−→ 15 O + γ
−→ 15 Ne+ + νe
−→ 12 C + 4 He
il bilancio di reazione è quindi
4p −→ 4 He + 2e+ + 2νe + 3γ
Il 12 C è già presente nella stella se generato nel cuore delle stelle
della precedente generazione con un processo triplo α.
La catena CNO
41
Il processo triplo α
42
(4
He + 4 He
8 Be + 4 He
8 Be
−→ 12 C + γ
τ = 10−16 s
Si forma cosı̀, nelle reazioni nucleari nel cuore delle stelle a più di
100 milioni di gradi, il carbonio, base della vita sulla Terra!
Poi possono avvenire le reazioni di fusione
(12
C + 4 He
16 O + 4 He
−→ 16 O + γ
−→ 20 Ne + γ
La fusione carbonio-carbonio
43
820
>
Ne + 4 He
>
>
>
16 O + 2 4 He
>
<
12
C + 12 C −→ 23 Na + p
>
>
23 Mg + n
>
>
>
:24 Mg + γ
?
?
? = reazione che necessita energia.
La fusione ossigeno-ossigeno
44
Temperatura > 1,5 · 109 K.
824
>
Mg + 2 4 He
>
>
>
28 Si + 4 He
>
<
16
O + 16 O −→ 31 P + p
>
>
31 S + n
>
>
>
:32 S + γ
?
? = reazione che necessita energia.
La fusione fino al
56
Fe
45
Più i nuclei sono grandi, maggiore è il numero di protoni che
lo costituiscono, quindi maggiore è la repulsione elettrica tra i
nuclei da fondere =⇒ è necessaria più energia, ossia una
temperatura più elevata.
La temperatura aumenta all’aumentare della massa della
stella. Massa maggiore più reazioni possibili (attenzione al
tasso di reazione).
Fusione del silicio e altri nuclei fino ad arrivare al più stabile:
n 28

( Si + 4 He) + 4 He + . . .
o
56 Fe
−→ 56 Fe + . . .
E A > 56? La cattura di neutroni
46
Esclusi casi particolari, per fusione si arriva fino al 56 Fe, il
nucleo più stabile. Come è possibile ottenere altri nuclei?
La cattura di neutroni (s-process): i neutroni liberati dalle
reazioni precedenti possono entrare nei nuclei presenti senza
difficoltà (poiché elettricamente neutri) cosı̀ da formare nuclei
con neutroni in eccesso;
questi nuclei decadono via il processo β − in cui nel nucleo si
ha la trasformazione
n −→ p + e− + ν̄e
cosı̀ da ottenere nuclei stabili con A > 56 e Z maggiori (altri
nuclei).
La nucleosintesi primordiale
47
Da dove arrivano i nuclei leggeri?
Dall’origine dell’Universo (Big Bang): nucleosintesi
primordiale.
Responsabile della formazione di: p, D, 3 He, 4 He e 7 Li.
Le abbondanze predette sono circa il 24% per 4 He, un
rapporto D/p di circa 10−4 , un rapporto 3 He/p di circa 10−5
e un rapporto 7 Li/p di circa 10−9 . p circa il 75%.
48
t = 10−32 s, T = 1026 K: quark, leptoni e fotoni.
t = 10−4 s, T = 1012 K: leptoni (e+ , e− , νe , ν̄e , νµ , ν̄µ ),
pochi protoni e neutroni (formati da quark)
n p + e− + ν̄e
n + e+ p + ν̄e
n + νe p + e−
t = 1 s, T = 1010 K: le reazioni sopra diventano → e si
innesca la reazione
p+n
D+γ
t = 100 s, T = 109 K: la reazione
p + n −→ D + γ
forma deuterio stabile.
49
T < 109 K: innesco delle reazioni
D+D T+p
T+D 4
He + n
He + n
D+D 3
3
He + D 4
He + p
4
He + T 7
Li + γ
t = 12 d, T = 107 K: le reazioni sopra formano gli isotopi
stabili!!!
Reazioni nucleari di fissione
50
Quando un neutrone viene assorbito da un nucleo di materiale
fissile si ottiene una reazione di fissione (artificiale).
Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare
Reazioni nucleari di fissione
51
Il meccanismo seguente, proposto da Bohr e Wheeler, spiega come
avviene la fissione nucleare.
La fissione del
235
U
52
La fissione dell’uranio 235 indotta da un neutrone è tra le più
conosciute, si scrive
n + 235 U −→ 236 U −→ X + Y + kn
dove X et Y sono dei nuclei mediamente pesanti e radioattivi
chiamati prodotti di fissione e k è il numero di neutroni emessi.
I numeri di massa di X e Y sono tipicamente distribuiti come segue
Alcune reazioni possibili del
235
U
Il calcolo approssimativo basato sulla variazione dell’energia di
legame ci dà l’energia liberata nella fusione dell’235 U:
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 + 235 U −→
95
Sr + 139 Xe + 2n + γ + 184 MeV
n + 235 U −→
93
Rb + 141 Cs + 2n + γ + 180 MeV
n + 235 U −→
93
Kr + 140 Xe + 3n + γ + 162 MeV
n + 235 U −→
94
Zr + 140 Cs + n + γ + 208 MeV
53
Reazioni nucleari a catena
54
Se i neutroni prodotti da una reazione possono venire assorbiti
da nuclei fissili vicini provocano una nuova reazione.
Tipicamente per l’uranio 235 sono liberati in media 1,33
neutroni.
Se il numero di neutroni che danno luogo a nuove fissioni è
maggiore di 1 si ha una reazione a catena in cui il numero di
fissioni aumentano esponenzialmente, se tale numero è uguale
a 1 si ha una reazione stabile, se è inferiore a uno la reazione
si arresta.
Reazioni nucleari a catena
55
Le componenti di un reattore a fissione
Le componenti principali del nocciolo di un reattore a fissione
sono:
il combustibile (barre fisse);
il moderatore;
le barre di controllo (mobili).
Oltre il nocciolo vi sono dei circuti di raffreddamento.
56
Il combustibile: l’uranio
57
L’uranio in natura si trova sottoforma di ossido o sale complesso è
ed è composto da una miscela dei tre isotopi:
234 U:
< 0,01%,
235 U:
0,70%,
t1/2 = 7 · 108 y;
238 U:
99,3%,
t1/2 = 4,5 · 109 y.
t1/2 = 2,5 · 105 y;
Per generare la fissione dell’235 U i neutroni devono essere lenti
(detti neutroni termici, di energia cinetica molto ridotta
dell’ordine di 0,04 eV) cosı̀ da aumentare il tasso di reazione.
Questi neutroni non permettono la fissione dell’238 U (che diventa
239 U e decade via β poiché fissiona solo con neutroni veloci).
Per un reattore a fissione di 235 U:
necessità di aumentare la concentrazione dell’isotopo
rispetto al più comune 238 U;
235 U
processo di arricchimento dell’uranio per passare dallo
0,70% a circa il 3,4% di 235 U.
Il moderatore
58
La fissione produce neutroni veloci di energia cinetica dell’ordine di
2 MeV, ma a questa energia il tasso di reazione è molto basso
=⇒ è 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 (H2 O) o acqua pesante (D2 O).
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 tende
ad espolodere.
Nei reattori nucleari a fissione è importante regolare la reazione in
modo tale che essa sia stabile, ossia che K non superi per troppo
tempo 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 di
assorbire facilmente i neutroni;
servono a controllare il regime del reattore (il fattore di
moltiplicazione che deve essere mantenuto al valore K = 1)
sottraendo neutroni:
il reattore è infatti progettato in modo da avere fissioni
supercritiche;
a causa dell’accumularsi dei prodotti di fissione, che assorbono
neutroni, la tendenza del reattore è di diventare subcritico e le
barre di controllo possono essere gradualmente estratte per
mantenere K = 1;
garantiscono la possibilità di interrompere il processo di
fissione (sicurezza).
Il nocciolo
61
Contabilità dei neutroni
62
Contabilità dei neutroni
63
Analizziamo un ciclo (o generazione) con 1000 neutroni termici
iniziali:
fissione dell’235 U → 1330 neutroni veloci;
fissone dell’238 U → 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 neutroni
termici
n + 238 U −→ 238 U + 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 rilasciati
dai 370 neutroni.
Il sistema di raffreddamento
64
Il sistema di raffreddamento ha lo scopo di prelevare l’energia
prodotta dalle reazioni di fissione e trasferirla all’esterno con lo
scopo di produrre energia elettrica.
L’energia cinetica dei prodotti della reazione va
convertita.
Tipicamente i prodotti di reazione cedono la loro energia
cinetica ad un liquido (acqua) che aumenta quindi la sua
energia termica.
Nei reattori detti ad acqua pressurizzata (PWR) l’acqua è
utilizzata sia come moderatore sia come veicolo per il trasferimento
dell’energia termica.
Reattori PWR
65
Vi sono i seguenti circuiti:
nel circuito primario, l’acqua pressurizzata, circolando nel
contenitore del reattore, trasporta energia e grandissima
pressione (fino a 600 K e 150 bar) dal nocciolo del reattore al
generatore di vapore;
il circuito secondario di questo generatore produce il vapore
surriscaldato che aziona le turbine.
Per completare il circuito, il vapore a bassa pressione viene
scaricato dalla turbina, condensato per raffreddamento sotto vuoto
e forzato nuovamente da pompe ad alta pressione nel generatore di
vapore.
Schema di un reattore PWR
66
Vantaggi e svantaggi: fusione
67
Vantaggi
Ottima alternativa di fronte all’esaurimento e all’insostenibilità
ambientale delle fonti fossili (petrolio, carbone, gas, . . .).
I reagenti che intervengono nelle reazioni di fusione abbondano
in natura e sono equidistribuiti sul pianeta, fatto questo che
potrebbe almeno in parte contrastare l’aumento di conflitti
globali per l’accaparramento di fonti energetiche naturali.
Elimina i problemi legati alla fissione nucleare in materia di
sicurezza dell’impianto, sicurezza militare nazionale ed
internazionale: un reattore non controllato si spegne.
Nessun rischio di esplosione o intossicazione radioattiva in
caso di fallimento del controllo del processo di fusione.
Nessuna emissione di gas serra.
Vantaggi e Svantaggi
Vantaggi e svantaggi: fusione
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Vantaggi
Nessun trasporto di materiale contaminante: deuterio e litio
(da cui si ricava il trizio) abbondano in natura.
Bassa radioattività dei materiali sottoposti a flusso neutronico
che decade con tempi dell’ordine dei decenni consentendone
un agevole trattamento.
In caso di incidente il peggiore isotopo che potrebbe essere
messo in circolazione è il trizio, che decade in 12,3 anni.
Esperimenti di rilascio controllato di trizio nell’atmosfera
hanno mostrato che l’attivazione del suolo nell’area
contaminata scende in circa un anno al livello del background.
Svantaggi
Difficoltà tecnologiche legate al confinamento.
Vantaggi e svantaggi: fissione
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Vantaggi
Alternativa di fronte all’esaurimento e all’insostenibilità
ambientale delle fonti fossili (petrolio, carbone, gas, . . .).
Nessuna emissione di gas serra.
Svantaggi
Se non controllato, reazione a catena non stabile =⇒ rischio
di esplosione.
Produzione di scorie radioattive (plutonio, americio, . . . ) con
tempi di dimezzamento grandissime =⇒ depositi geologici.
La fissione è il processo alla base della bomba atomica.