10.7: Fusão nuclear
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Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva o processo de fusão nuclear em termos de seu produto e reagentes
- Calcule as energias das partículas produzidas por uma reação de fusão
- Explique o conceito de fissão no contexto das bombas de fusão, da produção de energia pelo Sol e da nucleossíntese
O processo de combinar núcleos mais leves para criar núcleos mais pesados é chamado de fusão nuclear. Assim como as reações de fissão, as reações de fusão são exotérmicas — elas liberam energia. Suponha que fundimos um núcleo de carbono e hélio para produzir oxigênio:
\[\ce{_6^{12}C + _2^4He \rightarrow _8^{16}O + \gamma.} \nonumber \]
As mudanças de energia nessa reação podem ser entendidas usando um gráfico de energia de ligação por núcleo. Comparando a energia de ligação por núcleo para oxigênio, carbono e hélio, o núcleo de oxigênio é muito mais estreitamente ligado do que os núcleos de carbono e hélio, indicando que a reação produz uma queda na energia do sistema. Essa energia é liberada na forma de radiação gama. Diz-se que as reações de fusão são exotérmicas quando a quantidade de energia liberada (conhecida como valor Q) em cada reação é maior que zero\((Q > 0)\).
Um exemplo importante de fusão nuclear na natureza é a produção de energia no Sol. Em 1938, Hans Bethe propôs que o Sol produza energia quando núcleos de hidrogênio (\(\ce{^1H}\)) se fundem em núcleos de hélio estáveis (\(\ce{^{4}He}\)) no núcleo do Sol (Figura\(\PageIndex{1}\)). Esse processo, chamado de cadeia próton-próton, é resumido por três reações:
\[ \begin{align} \ce{_1^1H + _1^1H} & \rightarrow \ce{_1^2H + _1^0e + \nu + Q,} \\[4pt] \ce{_1^1H + _1^2H} &\rightarrow \ce{_2^3He + \gamma + Q,} \\[4pt] \ce{_2^3He + _2^3He} &\rightarrow \ce{_2^4He + _1^1H + _1^1H + Q.} \end{align} \nonumber \]
Assim, um núcleo de hélio estável é formado a partir da fusão dos núcleos do átomo de hidrogênio. Essas três reações podem ser resumidas por
\[\ce{4_1^1H \rightarrow _2^4He + 2_1^0e + 2\gamma + 2\nu + Q.} \nonumber \]
O valor líquido de Q é de cerca de 26 MeV. A liberação dessa energia produz uma pressão externa de gás térmico que impede o Sol de entrar em colapso gravitacional. Os astrofísicos descobriram que a fusão de hidrogênio fornece a energia que as estrelas precisam para manter o equilíbrio energético durante a maior parte da vida útil de uma estrela.
Nucleossíntese
Os cientistas agora acreditam que muitos elementos pesados encontrados na Terra e em todo o universo foram originalmente sintetizados por fusão dentro dos núcleos quentes das estrelas. Esse processo é conhecido como nucleossíntese. Por exemplo, em estrelas mais claras, o hidrogênio se combina para formar hélio por meio da cadeia próton-próton. Quando o combustível de hidrogênio se esgota, a estrela entra no próximo estágio de sua vida e funde o hélio. Um exemplo de uma cadeia de reação nuclear que pode ocorrer é:
\[\ce{_2^4He + _2^4He \rightarrow _4^8Be + \gamma,} \nonumber \]
\[\ce{_4^8Be + _2^4He \rightarrow _6^{12}C + \gamma,} \nonumber \]
\[\ce{_6^{12}C + _2^4He \rightarrow _8^{16}O + \gamma.} \nonumber \]
Núcleos de carbono e oxigênio produzidos em tais processos eventualmente atingem a superfície da estrela por convecção. Perto do final de sua vida, a estrela perde suas camadas externas no espaço, enriquecendo assim o meio interestelar com os núcleos de elementos mais pesados (Figura\(\PageIndex{2}\)).
Estrelas com massa semelhante à do Sol não se tornam quentes o suficiente para fundir núcleos tão pesados (ou mais pesados) do que núcleos de oxigênio. No entanto, em estrelas massivas cujos núcleos se tornam muito mais quentes\((T > 6 \times 10^8 \, K)\), núcleos ainda mais complexos são produzidos. Algumas reações representativas são
\[\ce{_6^{12}C + _6^{12}C \rightarrow _{11}^{23}Na + _1^1H,} \nonumber \]
\[\ce{_6^{12}C + _6^{12}C \rightarrow _{12}^{24}Mg + \gamma,} \nonumber \]
\[\ce{_6^{12}C + _8^{16}O \rightarrow _{14}^{28}Si + \gamma.} \nonumber \]
A nucleossíntese continua até que o núcleo seja principalmente metal ferro-níquel. Agora, o ferro tem a propriedade peculiar de que qualquer reação de fusão ou fissão envolvendo o núcleo de ferro é endotérmica, o que significa que a energia é absorvida em vez de produzida. Portanto, a energia nuclear não pode ser gerada em um núcleo rico em ferro. Sem uma pressão externa das reações de fusão, a estrela começa a se contrair devido à gravidade. Esse processo aquece o núcleo a uma temperatura na ordem de\(5 \times 10^9K\). A expansão das ondas de choque geradas dentro da estrela devido ao colapso faz com que a estrela exploda rapidamente. A luminosidade da estrela pode aumentar temporariamente para quase a de uma galáxia inteira. Durante esse evento, a enxurrada de nêutrons energéticos reage com o ferro e os outros núcleos para produzir elementos mais pesados que o ferro. Esses elementos, junto com grande parte da estrela, são ejetados para o espaço pela explosão. As supernovas e a formação de nebulosas planetárias juntas desempenham um papel importante na dispersão de elementos químicos no espaço.
Eventualmente, grande parte do material perdido pelas estrelas é reunido pela força gravitacional e se condensa em uma nova geração de estrelas e planetas acompanhantes. Imagens recentes do Telescópio Espacial Hubble fornecem um vislumbre desse magnífico processo que está ocorrendo na constelação de Serpens (Figura\(\PageIndex{3}\)). A nova geração de estrelas inicia o processo de nucleossíntese novamente, com uma porcentagem maior de elementos mais pesados. Assim, as estrelas são “fábricas” para os elementos químicos, e muitos dos átomos em nossos corpos já fizeram parte das estrelas.
A potência do Sol é de aproximadamente\(3.8 \times 10^{26} J/s\). A maior parte dessa energia é produzida no núcleo do Sol pela cadeia próton-próton. Essa energia é transmitida para fora pelos processos de convecção e radiação.
- Quantas dessas reações de fusão por segundo devem ocorrer para fornecer a energia irradiada pelo Sol?
- Qual é a taxa na qual a massa do Sol diminui?
- Em cerca de cinco bilhões de anos, o núcleo central do Sol estará esgotado de hidrogênio. Em que porcentagem a massa do Sol diminuirá de seu valor atual quando o núcleo estiver esgotado de hidrogênio?
Estratégia
A produção total de energia por segundo é dada na declaração do problema. Se soubermos a energia liberada em cada reação de fusão, podemos determinar a taxa das reações de fusão. Se a perda de massa por reação de fusão for conhecida, a taxa de perda de massa é conhecida. Multiplicando essa taxa por cinco bilhões de anos, obtém-se a massa total perdida pelo Sol. Esse valor é dividido pela massa original do Sol para determinar a porcentagem da massa do Sol que foi perdida quando o combustível de hidrogênio está esgotado.
Solução
- A diminuição da massa para a reação de fusão é\[\begin{align*} \Delta m &= 4m (_1^1H) - m(_2^4He) - 2m(_1^0e) \\[4pt] &= 4(1.007825 \, u) - 4.002603 \, u = 2(0.000549 \, u) \\[4pt] &= 0.0276 \, u. \end{align*} \nonumber \] A energia liberada por reação de fusão é\[Q = (0.0276 \, u)(931.49 \, MeV/u) = 25.7 \, MeV. \nonumber \] Portanto, para fornecer\(3.8 \times 10^{26} J/s = 2.38 \times 10^{39} MeV/s\), deve haver\[\frac{2.38 \times 10^{39} MeV/s}{25.7 \, MeV/reaction} = 9.26 \times 10^{37} \, reaction/s. \nonumber \]
- A massa do Sol diminui\(0.0276 \, u = 4.58 \times 10^{-29}kg\) por reação de fusão, então a taxa na qual sua massa diminui é\[(9.26 \times 10^{37} reaction/s)(4.58 \times 10^{-29} kg/reaction) = 4.24 \times 10^9 kg/s. \nonumber \]
- No\(5 \times 10^9 \, y = 1.6 \times 10^{17}s\), a massa do Sol, portanto, diminuirá em\[ \begin{align*} \Delta M &= (4.24 \times 10^9 kg/s)(1.6 \times 10^{17}s) \\[4pt] &= 6.8 \times 10^{26}kg.\end{align*} \nonumber \] A massa atual do Sol é de cerca de\(2.0 \times 10^{30} kg\), então a diminuição percentual em sua massa quando o combustível de hidrogênio se esgotar será\[\left(\frac{6.8 \times 10^{26}kg}{2.0 \times 10^{30}kg}\right) \times 100\% = 0.034\%. \nonumber \]
Significância
Depois de cinco bilhões de anos, o Sol tem quase a mesma massa que tem agora. A queima de hidrogênio faz muito pouco para alterar a massa do Sol. Este cálculo pressupõe que apenas a mudança de decaimento próton-próton é responsável pela saída de energia do Sol.
De onde vem a energia do Sol?
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a conversão de massa em energia
A bomba de hidrogênio
Em 1942, Robert Oppenheimer sugeriu que a temperatura extremamente alta de uma bomba atômica poderia ser usada para desencadear uma reação de fusão entre deutério e trítio, produzindo assim uma bomba de fusão (ou hidrogênio). A reação entre deutério e trítio, ambos isótopos de hidrogênio, é dada por
\[\ce{_1^2H + _1^3H \rightarrow _2^4He + _0^1n} + 17.6 \, MeV. \nonumber \]
O deutério é relativamente abundante na água do oceano, mas o trítio é escasso. No entanto, o trítio pode ser gerado em um reator nuclear por meio de uma reação envolvendo lítio. Os nêutrons do reator causam a reação
\[\ce{_0^1n + _3^7Li \rightarrow _2^4He + _1^3H + _0^1n}, \nonumber \]
para produzir o trítio desejado. A primeira bomba de hidrogênio foi detonada em 1952 na remota ilha de Eniwetok, nas Ilhas Marshall. Uma bomba de hidrogênio nunca foi usada na guerra. As bombas de hidrogênio modernas são aproximadamente 1000 vezes mais poderosas do que as bombas de fissão lançadas em Hiroshima e Nagasaki na Segunda Guerra Mundial.
O reator de fusão
A cadeia de fusão considerada a mais prática para uso em um reator de fusão nuclear é o seguinte processo de duas etapas:
\[\ce{_1^2H + _1^2H \rightarrow _1^3H + _1^1H}, \nonumber \]
\[\ce{_1^2H + _1^3H \rightarrow _2^4He + _0^1n}. \nonumber \]
Essa cadeia, como a cadeia próton-próton, produz energia sem nenhum subproduto radioativo. No entanto, há um problema muito difícil que deve ser superado antes que a fusão possa ser usada para produzir quantidades significativas de energia: temperaturas extremamente altas\((\approx 10^7 \, K)\) são necessárias para impulsionar o processo de fusão. Para enfrentar esse desafio, reatores de fusão de teste estão sendo desenvolvidos para suportar temperaturas 20 vezes maiores do que a temperatura central do Sol. Um exemplo é o Joint European Torus (JET) mostrado na Figura\(\PageIndex{4}\). Ainda há muito trabalho a ser feito na tecnologia de reatores de fusão, mas muitos cientistas preveem que a energia de fusão alimentará as cidades do mundo até o final do século XX.
