No hay una temperatura “estándar” para la fusión. Depende de la eficiencia considerada y los reactivos involucrados. Por ejemplo, la dependencia de la velocidad de la reacción protón-protón con la temperatura es la cuarta potencia de la temperatura. En estrellas como el Sol, a 15 millones de grados, la probabilidad es que solo una vez en 10 mil millones (!) De años, un protón se fusione con otro protón. La velocidad de reacción es tan extremadamente rara que produce solo alrededor de 275 uW en un centímetro cúbico de materia estelar. Pero un núcleo estelar es enorme. ¡Todavía se fusiona en toda su masa, 6 mil millones de toneladas métricas de hidrógeno por segundo! Esto crea la energía requerida para evitar que la estrella se derrumbe bajo su propia gravedad, y esa energía viaja miles de años a través del manto de la estrella hasta escapar de su superficie como luz y calor.
La reacción de tritio-deuterio, que debe adquirirse en la Tierra en reactores de tipo Tokamak, se produce con la energía más baja, de aproximadamente 100 keV. 100 keV corresponde a una temperatura de aproximadamente mil millones de grados Kelvin. Debido a la distribución probabilística de las velocidades de las partículas, un gas a granel a una temperatura mucho más baja todavía contendrá algunas partículas a estas energías mucho más altas. Debido a que las reacciones de fusión liberan mucha energía, incluso una pequeña cantidad de estas reacciones puede liberar suficiente energía para mantener el gas a la temperatura requerida. En un reactor Tokamak esto puede suceder entre 50 millones y 150 millones de Kelvin.
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