Questo articolo è il primo di una serie che ricostruisce la storia della fusione nucleare, dalle origini negli anni della Seconda guerra mondiale ai grandi esperimenti internazionali tuttora in corso, come ITER. Da decenni proseguono le ricerche per arrivare al controllo di una fonte di energia molto più sicura e sostenibile rispetto alle centrali nucleari oggi in uso: è una storia che ha i suoi protagonisti, i suoi momenti di gloria e le sue sconfitte. Manca finora un risultato allʼaltezza delle sue straordinarie promesse – e per questo rimane poco conosciuta.
1. «Il problema dellʼenergia sarà risolto per sempre»
Il 24 gennaio 1958, un venerdì, lʼedizione pomeridiana della Stampa uscì con un titolo a nove colonne: «Imbrigliata in laboratorio lʼenergia “H”». E sopra: «Sensazionale annuncio degli scienziati inglesi ed americani». Lʼarticolo spiegava che, dopo essere riusciti a «dominare brevemente la tremenda forza che si sprigiona dalla fusione dellʼidrogeno», ci si poteva aspettare «una centrale azionata da questa energia». «Lʼacqua dellʼoceano – diceva – rappresenterà una fonte di energia inesauribile». Cʼera anche una cauta previsione temporale: ci sarebbero voluti altri quindici o ventʼanni almeno.
Lʼ«energia H» di cui parlavano i giornali era la possibilità di portare sulla Terra, controllare e usare per la produzione di energia, il procedimento che faceva da motore alle stelle. Lo stesso che si era rivelato, in tutta la sua incontrollata potenza, nellʼesplosione della prima bomba termonucleare – o “H”, perché il combustibile nucleare era formato da idrogeno – il primo marzo 1954, meno di quattro anni prima. La mostruosa esplosione del test Castle Bravo aveva fatto quasi scomparire tre isole nellʼatollo di Bikini, nel Pacifico.
Gli altri quotidiani italiani dettero alla novità uno spazio simile, mentre la stampa britannica si lasciò andare al patriottismo. Sopra i ritratti in prima pagina degli scienziati che avevano partecipato allʼesperimento, i titoli erano del tenore di quello del News Chronicle: «Britain Unveils Her Sun», la Gran Bretagna svela il suo sole. Qualche mese dopo, quando lʼannuncio si rivelò falso, i giornali non diedero neppure lontanamente lo stesso spazio alla smentita.
Dʼaltra parte, negli anni dellʼottimismo scientifico del secondo dopoguerra tutto sembrava possibile. La prima conferenza dellʼOnu sugli usi pacifici dell’energia nucleare si tenne nellʼagosto 1955 a Ginevra e il discorso inaugurale fu affidato allo scienziato indiano Homi Bhabha, che presiedette i dodici giorni di lavori. Bhabha, allora quarantacinquenne, veniva da una famiglia di industriali, aveva studiato a Cambridge ed era amico stretto del primo ministro indiano Nehru. Con lui condivideva una fiducia incrollabile nelle capacità modernizzatrici della scienza. Bhabha era il padre dellʼambizioso progetto nucleare indiano: vedeva lʼenergia dellʼatomo come uno degli strumenti fondamentali per sollevare il popolo del suo paese dalle tenebre del sottosviluppo e portarlo nella nuova era della tecnica.
Lʼ8 agosto 1955, al Palais des Nations di Ginevra, davanti a una platea formata da millequattrocento delegati da 73 paesi del mondo, da altrettanti osservatori e da oltre novecento giornalisti, Bhabha pronunciò unʼottimistica previsione:
«Si sa che l’energia atomica può essere ottenuta dai processi di fusione nella bomba H. Non c’è alcuna conoscenza scientifica di base in nostro possesso oggi che ci dica che è impossibile per noi ottenere questa energia dal processo di fusione in un modo controllato. I problemi tecnici sono formidabili, ma bisogna ricordare che non sono neppure quindici anni da quando l’energia atomica fu rilasciata in una pila atomica per la prima volta da Fermi. Azzardo la previsione che si troverà un metodo per liberare l’energia della fusione in un modo controllato entro i prossimi vent’anni. Quando succederà il problema dell’energia del mondo sarà veramente risolto per sempre, perché il combustibile sarà così abbondante come l’idrogeno pesante negli oceani».
La scala temporale immaginata da Bhabha era simile a quella che aveva portato dalle prime bombe atomiche ai reattori a fissione, che proprio in quei mesi cominciavano a fornire energia: il primo reattore commerciale ad essere collegato alla rete elettrica, Calder Hall, entrò in funzione nel Regno Unito un anno dopo il discorso di Bhabha, nel 1956.
Ma la fusione nucleare, il processo fisico che accende le stelle, si sarebbe rivelato molto più difficile da imbrigliare. Sessantʼanni dopo quel discorso a Ginevra, la ricerca sulla fusione non si è arrestata e ha fatto grandi passi avanti. Esperimenti tra i più costosi della storia della ricerca scientifica sono in corso e sembrano promettenti; gli annunci dei primi giorni del 1958, tuttavia, sono un monito alla cautela. Altre volte, nel corso della ricerca sulla fusione, la soluzione è sembrata a un passo, ma nuove e imprevedibili complicazioni lʼhanno spinta ancora un poco oltre lʼorizzonte. Si parla ancora di quindici o venti anni di attesa, e una delle battute che è nata col tempo dice: «la fusione è lʼenergia del futuro – e sempre lo sarà».
2. Che cosa brucia nel Sole?
Uno dei principi fondamentali della fisica dice che, in un sistema chiuso, lʼenergia si può trasformare e convertire in diverse forme, ma la sua quantità totale rimane invariata. Intorno alla metà dellʼOttocento, gli scienziati si posero una domanda: se così stavano le cose, da dove veniva lʼenergia del Sole? La sua creazione di calore doveva poter essere espressa nei termini di una sorgente equivalente.
Stimare la quantità di energia che doveva essere prodotta dal Sole è un processo relativamente semplice: basta registrare quanta energia arriva su una porzione della superficie terrestre e poi immaginarsi una sfera che riceva quellʼenergia in modo uniforme e che abbia un raggio pari alla distanza tra il Sole e la Terra. Gli scienziati si accorsero presto che era una quantità enorme e che tutti i combustibili chimici finora noti non sembravano candidati credibili. Una sfera di carbone grande come il Sole, ad esempio, sarebbe bruciata interamente in poche migliaia di anni.
Ma la Terra poteva essere vecchia solo qualche migliaio di anni? Incidentalmente, una datazione di poche migliaia di anni era quella che veniva comunemente estratta dalla Bibbia, il che rendeva la questione ancora più delicata. In quegli stessi anni, scienziati del calibro di Lord Kelvin e di Charles Darwin si impegnarono a lungo in un dibattito straordinariamente affascinante su quanti anni dovesse avere il nostro pianeta, e pur nella grande diversità di posizioni la risposta era quasi unanime: no, la Terra doveva avere almeno diversi milioni di anni.
La datazione della Terra e la fonte dellʼenergia del Sole rimasero discusse fino alla fine del secolo, quando la scoperta della radioattività cambiò le carte in tavola nel mondo della scienza. Cominciò lʼepoca di scoperte più esaltante della modernità, unʼepoca di rivoluzioni e di premonizioni profetiche.
In breve tempo si comprese che lʼatomo non era più immutabile e indivisibile, come era stato concepito per migliaia di anni; e i suoi mutamenti potevano forse spiegare che cosa avvenisse nelle stelle. Il grande astrofisico Arthur Eddington espresse così questa intuizione, nel 1920: «Le stelle fanno ricorso a grandi riserve di energia con mezzi a noi sconosciuti. Queste riserve possono difficilmente essere altro rispetto all’energia subatomica che, si sa, esiste abbondantemente in tutta la materia; noi qualche volta sognamo che l’uomo potrà un giorno imparare a rilasciarla e a usarla per il suo servizio.»
Di lì a pochi anni, gli scienziati arrivarono alla conclusione che all’interno del Sole avvenisse un nuovo tipo di processo, con il comune idrogeno come combustibile. Nel 1937, il fisico Hans Bethe, fuggito dalla Germania nazista e trasferitosi pochi anni prima alla Cornell, pubblicò una serie di studi fondamentali sul processo che avveniva nelle stelle, grazie ai quali vinse il Nobel per la fisica trent’anni più tardi.
Quando, dopo la Seconda guerra mondiale, il processo venne preso seriamente in considerazione come fonte di energia, la reazione nucleare venne chiamata “fusione”, per creare unʼalternativa facilmente memorizzabile alla “fissione” – il processo alla base delle prime bombe atomiche e dei reattori nucleari oggi in funzione – e perché il nome più corretto, “reazione termonucleare”, era già associato dalla gente comune alla bomba allʼidrogeno. Il modo più semplice per spiegare che cosa sia e come funzioni la fusione nucleare è una breve storia dellʼuniverso.
3. Lʼenergia delle stelle
Nella fusione nucleare, due nuclei atomici si uniscono per formarne uno più pesante. La difficoltà sta nel fatto che i nuclei hanno tutti una carica elettrica positiva, e dunque si respingono tra loro non diversamente da come fanno i poli di due calamite che hanno lo stesso segno. Perché venga vinta quella naturale repulsione, bisogna che si verifichino condizioni particolari: ci vuole, ad esempio, moltissimo calore. Nel nucleo del Sole, dove la temperatura raggiunge i milioni di gradi, i nuclei si scontrano con unʼenergia sufficiente a vincere la repulsione della carica positiva. Riescono ad avvicinarsi abbastanza perché una nuova forza entri in gioco: la stessa forza che tiene legati nei nuclei i protoni e i neutroni, le due componenti fondamentali del nucleo. La cosiddetta “forza nucleare forte” ha un raggio dʼazione cortissimo e, perché possa unire due protoni, questi devono avvicinarsi a una distanza subatomica.
Nelle prime fasi della vita dellʼuniverso, la materia era presente per circa il 75% sotto forma di idrogeno – lʼatomo più semplice – formato da un protone e da un elettrone di carica opposta che, nella raffigurazione nota a tutti, gli ruota intorno in orbite circolari (il restante 25% era elio, tralasciando la materia oscura). Lentamente, gli atomi di idrogeno si addensarono in alcune regioni dello spazio, luoghi di formazione di stelle e galassie, per effetto dellʼattrazione gravitazionale.
Le masse di idrogeno crebbero e, nel loro centro, la pressione interna innalzò la temperatura. Una temperatura più alta significa che gli atomi si muovono a maggior velocità e, inevitabilmente, si scontrano tra loro: fino a quando la temperatura diventa così alta che gli urti strappano via gli elettroni esterni. Negli ammassi di idrogeno primordiali si crearono quindi concentrazioni caldissime di nuclei dotati di una carica elettrica e di elettroni, quello che i fisici chiamano plasma.
A questo punto entra in gioco la fusione nucleare: quando la massa di idrogeno è sufficientemente grande, circa 28 mila volte la massa della Terra, la temperatura al centro è intorno ai dieci milioni di gradi. In queste condizioni, non solo gli urti strappano gli elettroni dai nuclei di idrogeno, ma i nuclei stessi si avvicinano così tanto da fondersi insieme. Lʼunione di due protoni non è granché stabile, tuttavia, e nella grande maggioranza dei casi le particelle si separano subito.
Può succedere però che uno dei due protoni, dopo lʼurto, si trasformi in un neutrone. Il nucleo così formato è molto più stabile, formato comʼè da un protone e da un neutrone di nuova formazione, e prende il nome di deuterone. Ci siamo quasi: a questo punto della storia del nostro ammasso di idrogeno – che possiamo cominciare a chiamare “stella” – nel nostro plasma incandescente si aggirano i nuclei di idrogeno “semplici” – singoli protoni carichi positivamente – e deuteroni, anchʼessi carichi positivamente. Nuove reazioni cominciano ad accadere: quella che ci interessa qui è lo scontro di un deuterone con un protone. Nelle giuste condizioni, i due bersagli si fondono tra loro e formano un nucleo di una nuova sostanza, lʼelio-3 (due protoni e un neutrone). Questo nucleo è un poco più leggero della somma dei suoi due componenti: il peso che manca è stato liberato sotto forma di energia.
Nel centro della nostra stella comincia una catena di fusioni che crea atomi via via più pesanti. Due nuclei di elio-3 si uniscono e creano elio-4, altri scontri creano litio e berillio. Man mano che si avvicina la fine della vita di una stella, le reazioni di fusione creano gli altri elementi della tavola periodica, che possono essere scagliati nello spazio circostante se la morte della stella coincide con le catastrofiche esplosioni conosciute come supernove. Lʼidrogeno è ancora lʼelemento più comune dellʼuniverso; ad esclusione dellʼelio, tutti gli altri, compresi quelli che formano il pianeta Terra e i corpi degli uomini, sono il prodotto della fusione nucleare in una qualche stella lontana, spentasi da molto tempo.
Tutto questo sapevano i fisici alla metà degli anni Cinquanta, quando si riunirono a Ginevra per discutere degli utilizzi pacifici dellʼenergia nucleare – quelli bellici erano ben noti da esattamente dieci anni – e ascoltarono Homi Bhabha fare la sua previsione ardita. Il problema a cui dovevano cercare una risposta era estremamente semplice: come ricreare, sulla Terra, le condizioni che si verificano al centro del Sole.
Nel seguito della conferenza del 1955 non si parlò quasi di fusione, ma alcuni di loro erano già al lavoro da anni, costruendo macchinari e progettando esperimenti. Prima della guerra, nel lontano 1939, un giovane studente dellʼuniversità di Melbourne di nome Peter Thonemann aveva pensato a un progetto di base per un reattore a fusione. Nei tumultuosi giorni di gennaio del 1958, Thonemann finì sulle prime pagine dei giornali inglesi, con descrizioni come questa: «Alto, scuro e con gli occhiali, Thonemann ha dedicato tutta la sua carriera allʼutilizzo della più grande riserva di energia della natura». Sopra la sua foto, sul Daily Mail, cʼera il titolo: «The Mighty ZETA». Che cosʼera Zeta? (1- continua)
