Fisica nucleare radioattività, fusione e fissione nucleare

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1 Fisica nucleare radioattività, fusione e fissione nucleare Christian Ferrari Liceo di Locarno

2 Il nucleo atomico: aspetti storici 1 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

3 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Storia Basi

4 Nuclei 3 Nucleo ( Protoni : carica +, Neutroni : carica 0 nucleo neutrone protone La forza tra protoni e neutroni è chiamata forza nucleare forte, ha una portata molto piccola ma è molto intensa, così da dominare la repulsione elettrica tra i protoni. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Storia Basi

5 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). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Storia Basi

6 Dimensioni del mondo nucleare 5 Taglia di un nucleo: m Taglia di un nucleone (= protone/neutrone): m = 0, Taglia di un elettrone: inferiore a m (considerato puntiforme) In prima approssimazione, considerando i nuclei sferici, il raggio dipende da A ed è dato da R = R 0 A 1/3 dove R 0 1,2 fm = 1, m. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Storia Basi

7 Unità di misura 6 Un unità di massa atomica è definita da 1 u = 1, 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, J. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Storia Basi

8 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

9 Decadimento α 8 Il decadimento alfa corrisponde a A ZX A 4 Z 2 Y + 4 2He 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). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

10 Il meccanismo del decadimento α 9 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

11 Decadimento β 10 Si distinguono due decadimenti beta. Il decadimento β A ZX A Z+1Y + e + ν e si ha l emissione di un elettrone (e ) e di un antineutrino ( ν e ). 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 1Y + e + + ν e si ha l emissione di un positrone (e + ) e di un neutrino (ν e ). Questo decadimento avviene tipicamente quando nel nucleo vi sono troppo pochi neutroni (un protone si trasforma in un neutrone). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

12 Decadimento β e β + 11 A livello di nucleoni si ha β : n p + e + ν e e β + : p n + e + + ν e Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

13 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 + ν e Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

14 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 Mc 2 < 0 (vedi slide L equivalenza massa-energia). Se invece per tutti i decadimenti Mc 2 > 0 il nucleo è stabile. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

15 Tabella generale dei nuclei 14 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

16 Serie di decadimento 15 Spesso un nucleo radioattivo, prima trasformarsi in un nucleo stabile, subisce una serie di decadimenti. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

17 Legge esponenziale del decadimento 16 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 N 0 di nucleo all istante t = 0, infatti il tasso di variazione è direttamente proporzionale al numero di nuclei dn dt = λn da si ottiene la legge del decadimento radioattivo N(t) = N 0 e λt dove λ è detta costante di decadimento e dipende dal nucleo radioattivo. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

18 Legge esponenziale del decadimento 17 Si definisce il tempo di vita medio come il tempo per il quale N(t) = N 0 e (resta il 37%) τ = 1 λ Si definisce il tempo di dimezzamento come il tempo per il quale N(t) = N 0 2 (resta il 50%) t 1/2 = τ ln 2 < τ. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

19 Legge esponenziale del decadimento 18 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

20 L attività 19 L attività è definita come la frequenza di decadimento (il numero di decadimenti al secondo), essa è data da a = dn dt = λn da cui a(t) = a 0 e λt a 0 = λn 0. L unità di misura è il becquerel 1 Bq = 1 1 s. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Decadimenti Legge esponenziale

21 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 E tot = Mc 2 + E cin = (M C + M D M A M B )c 2 + (EC cin = 0 + E cin D E cin A E cin B ) da cui EC cin + ED cin (EA cin {z } energia liberata + E cin B ) = Mc 2 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

22 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). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

23 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). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

24 Il diagramma fondamentale 23 Una grandezza utile per analizzare l energia liberata in una reazione nucleare è l energia di legame per nucleone E l /A dove E l = [ZM p + (A Z)M n M nucleo ] c 2 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

25 Fusione nucleare: principio 24 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

26 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

27 Il Sole: fonte di energia 26 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

28 Il ciclo del Sole 27 8 > < > : p + p p + D D + e + + ν e + 0,93 MeV 3 He + γ + 5,49 MeV 3 He + 3 He 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 10 7 K, il gas si trova nello stato di plasma (gas ionizzato); la densità è dell ordine di m 3 ; il combustibile è confinato dalla sua stessa forza di gravità. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

29 Il ciclo del Sole 28 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

30 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

31 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). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

32 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 > s/m 3 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 k B T. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

33 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 (50%) T + p + 4,03 MeV (50%) D + 3 He 4 He + p + 18,4 MeV Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

34 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 10 7 K (1 ev = K). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

35 Il progetto ITER 34 Temperatura: 100 milioni di gradi (= 10 8 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 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

36 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 8,14 kwh; Fissione: 1 kg di uranio 2, kwh; Fusione: 400 g di D g di T 10 8 kwh! 1 L di H 2 O 400 kg di petrolio! Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

37 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). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

38 Tokamak: campo magnetico 37 Dettaglio dei campi magnetici del Tokamak: gli ioni si arrotolano attorno alle linee di campo così da essere confinati. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

39 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

40 La catena protone-protone 39 Temperatura > K. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

41 La catena CNO 40 Temperatura > 1, K. 8 > < > : 12 C + p 13 N il bilancio di reazione è quindi 13 N 13 C + e + + ν e 13 C + p 14 N + γ 14 N + p 15 O + γ 15 O + p 15 Ne + + ν e 15 N + p 12 C + 4 He 4p 4 He + 2e + + 2ν e + 3γ Il 12 C è già presente nella stella se generato nel cuore delle stelle della precedente generazione con un processo triplo α. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

42 La catena CNO 41 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

43 Il processo triplo α 42 Temperatura > K. ( 4 He + 4 He 8 Be τ = s 8 Be + 4 He 12 C + γ Si forma così, 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 + γ 16 O + 4 He 20 Ne + γ Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

44 La fusione carbonio-carbonio 43 Temperatura > K. 12 C + 12 C 8 > < > : = reazione che necessita energia. 20 Ne + 4 He 16 O He 23 Na + p 23 Mg + n 24 Mg + γ Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

45 La fusione ossigeno-ossigeno 44 Temperatura > 1, K. 16 O + 16 O 8 > < > : 24 Mg He 28 Si + 4 He 31 P + p 31 S + n 32 S + γ = reazione che necessita energia. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

46 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). Temperatura > K. Fusione del silicio e altri nuclei fino ad arrivare al più stabile: 56 Fe n ( 28 Si + 4 He) + 4 He o Fe +... Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

47 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) così 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 + ν e così da ottenere nuclei stabili con A > 56 e Z maggiori (altri nuclei). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

48 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 p circa il 75%. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

49 La nucleosintesi primordiale 48 t = s, T = K: quark, leptoni e fotoni. t = 10 4 s, T = K: leptoni (e +, e, ν e, ν e, ν µ, ν µ ), pochi protoni e neutroni (formati da quark) n p + e + ν e n + e + p + ν e n + ν e p + e t = 1 s, T = K: le reazioni sopra diventano e si innesca la reazione p + n D + γ t = 100 s, T = 10 9 K: la reazione forma deuterio stabile. p + n D + γ Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

50 La nucleosintesi primordiale 49 T < 10 9 K: innesco delle reazioni D + D T + p T + D 4 He + n D + D 3 He + n 3 He + D 4 He + p 4 He + T 7 Li + γ t = 12 d, T = 10 7 K: le reazioni sopra formano gli isotopi stabili!!! Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Sole Plasma Reattori ITER Stelle Big Bang

51 Reazioni nucleari di fissione 50 Quando un neutrone viene assorbito da un nucleo di materiale fissile si ottiene una reazione di fissione (artificiale). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

52 Reazioni nucleari di fissione 51 Il meccanismo seguente, proposto da Bohr e Wheeler, spiega come avviene la fissione nucleare. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

53 La fissione del 235 U 52 La fissione dell uranio 235 indotta da un neutrone è tra le più conosciute, si scrive n 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 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

54 Alcune reazioni possibili del 235 U 53 Il calcolo approssimativo basato sulla variazione dell energia di legame ci dà l energia liberata nella fusione dell 235 U: A 240 E l /A 7,6 MeV A 120 E l /A 8,5 MeV da cui l energia liberata 2 (8,5 MeV 120) 7,6 MeV MeV Ecco alcune possibili reazioni di fissione nucleare: n U 95 Sr Xe + 2n + γ MeV n U 93 Rb Cs + 2n + γ MeV n U 93 Kr Xe + 3n + γ MeV n U 94 Zr Cs + n + γ MeV Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

55 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

56 Reazioni nucleari a catena 55 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

57 Le componenti di un reattore a fissione 56 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

58 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%, t 1/2 = 2, y; 235 U: 0,70%, t 1/2 = y; 238 U: 99,3%, t 1/2 = 4, 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) così 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 235 U rispetto al più comune 238 U; processo di arricchimento dell uranio per passare dallo 0,70% a circa il 3,4% di 235 U. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

59 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 (H 2 O) o acqua pesante (D 2 O). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

60 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

61 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). Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

62 Il nocciolo 61 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

63 Contabilità dei neutroni 62 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

64 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 = 1370 neutroni veloci; fuga dal nocciolo di neutroni 1300 neutroni veloci; Il moderatore rallenta i neutroni (2 MeV 0,04 ev) tra i ev cattura per risonanza 1170 neutroni termici n 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

65 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

66 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

67 Schema di un reattore PWR 66 Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Principio Uranio 235 Catena Il reattore nucleare

68 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Vantaggi e Svantaggi

69 Vantaggi e svantaggi: fusione 68 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Vantaggi e Svantaggi

70 Vantaggi e svantaggi: fissione 69 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. Intro Radioattività Fusione Fissione Fusione vs Fissione Vantaggi e Svantaggi