Fusão nuclear
Na Fusão Nuclear, dois ou mais núcleos atômicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico. A fusão nuclear requer muita energia para acontecer, e geralmente libera muito mais energia que consome. Quando ocorre com elementos mais leves que o ferro e o níquel (que possuem as maiores forças de coesão nuclear de todos os átomos, sendo portanto mais estáveis) ela geralmente libera energia, e com elementos mais pesados ela consome.
O principal tipo de fusão que ocorre no interior das estrelas é o de Hidrogênio em Hélio, onde quatro prótons se fundem em uma partícula alfa (um núcleo de hélio), liberando dois pósitrons, dois neutrinos e energia. Mas dentro desse processo ocorrem várias reações individuais, que variam de acordo com a massa da estrela. Para estrelas do tamanho do sol ou menores, a cadeia próton-próton é a reação dominante. Em estrelas mais pesadas, predomina o ciclo CNO.
Vale ressaltar que há conservação da energia, e, portanto, pode-se calcular a massa dos quatro prótons e o núcleo de hélio, e subtrair a soma das massas das partículas iniciais daquela do produto desta reação nuclear para calcular a massa/energia emitida.
Utilizando a equação E=mc2, pode-se calcular a energia liberada, oriunda da diferença de massa. Uma vez que o valor do "c" é muito grande ( aprox. 3 . 108 m/s ), mesmo uma massa muito pequena corresponde a uma enorme quantidade de energia. É este fato que levou muitos engenheiros e cientistas a iniciar projetos para o desenvolvimento de reatores de fusão para gerar eletricidade. ( Por exemplo, a fusão de poucos cm3 de deutério, um isótopo de hidrogênio, produziria uma energia equivalente àquela produzida pela queima de 20 toneladas de carvão ).
Requerimentos para a fusão
Uma substancial barreira de energia deve ser vencida antes que a fusão possa ocorrer. A grandes distâncias, dois núcleos expostos se repelem mutuamente devido a força eletrostática que atua entre seus prótons positivamente carregados. Se o núcleo puder ser unido bastante junto porem, a barreira eletrostática pode ser sobrepujada pela força nuclear forte a qual é mais poderosa a curta distância do que a repulsão eletromagnética.
Quando um nucleon tal como o próton ou nêutron é adicionado a um núcleo, ele é atraído pelo outros nucleons, mas principalmente por seus vizinhos imediatos devido a força de curto alcance. Os nucleons no interior do núcleo tem mais vizinhos do que aqueles na sua superfície. Desde que núcleos menores têm um grande razão de superfície para volume, a energia de ligação por nucleon devido a força nuclear forte geralmente aumenta como o aumento do tamanho do núcleo, mas atinge um valor limite que corresponde a vizinhança do nucleon totalmente preenchida.
A força eletrostática, por outro lado, é uma força proporcional ao inverso do quadrado da distância, então um próton adicionado ao núcleo ira sentir uma repulsão eletrostática de todos os prótons no núcleo. A energia eletrostática por nucleon devido à força eletrostática, portanto irá aumentar independente do tamanho núcleo.
O resultado combinado destas duas forcas opostas é que a energia de ligação por nucleon geralmente diminui com o aumento de tamanho do átomo, para elementos até com núcleo do tamanho de ferro e níquel, e diminui para núcleos mais pesados. Eventualmente, a energia de ligação se torna negativa e núcleos muitos pesados não são estáveis. Os quatro mais compactos núcleos blindados, em ordem decrescente de energia de ligação, são 62Ni, 58Fe, 56Fe, and 60Ni [1]. Embora o isótopo do Níquel sup>62</sup>Ni seja o mais estável, o isótopo do Ferro 56Fe é uma ordem de magnitude mais comum. Isto é devida em grande parte a grande razão de desintegração do 62Ni no interior de estrelas conduzida pela absorção de fótons.
Uma notável exceção a esta regra geral é o núcleo do hélio-4, no qual a energia de ligação é maior que a do lítio, o próximo elemento mais pesado. O principio de exclusão de Pauli prove um explicação para este comportamento excepcional – isto se da porque os prótons e neutros são férmions, eles não podem coexistir exatamente no mesmo estado. Cada estado energético de um próton ou nêutron em um núcleo pode acomodar uma partícula de spin para abaixo e outra de spin para acima. O Hélio-4 tem uma banda de energia de ligação anormalmente grande porque seu núcleo consiste de dois prótons e dois neutros; então todos os nucleons dele podem estar em um estado fundamental. Qualquer nucleon adicional deverá ir para um estado energético alto.
A situação é similar se dois núcleos são colocados juntos. Ao se aproximarem, todos os prótons em um núcleo repele todos os prótons do outro. Até o ponto em que os dois núcleos entrem em contato para que a força nuclear forte domine. Conseqüentemente, mesmo quando o estado de energia final é mais baixo, há uma grande barreira energética que deve ser sobrepujada o primeiro. Na química, este fato é conhecido como energia de ativação. Em física nuclear ele é chamado de barreira de Coulomb.
A barreira de Coulomb é menor para os isótopos do hidrogênio – eles contem uma única carga positiva em seus núcleos. Um bi-proton não é estável, então os neutros devem ser envolvidos, de forma a produzir um núcleo de hélio, com sua ligação extremamente.
Usando combustível deutério-trítio, a barreira de energia resultante é de cerca de 0,1 MeV. Em comparação, a energia necessária para remover um elétron do hidrogênio é 13,6 eV, cerca 7.500 vezes menos energia. O resultado (intermediário) da fusão é um núcleo instável de 5He, o qual imediatamente ejeta um nêutron com 14,1 MeV. A energia recuperada do núcleo de 4He remanescente é 3,5 MeV, então a energia total liberada é 17,6 MeV. Isto é muitas vezes mais que a barreira de energia a ser transposta.
Se a energia para iniciar a reação vem da aceleração de um núcleo, o processo é chamado de fusão por projétil-alvo; se ambos os núcleos são acelerados, isto é fusão projétil|projétil. Se o núcleo faz parte de um plasma próximo ao equilíbrio térmico, denominamos fusão termonuclear. A temperatura é uma medida da energia cinética média das partículas, então por aquecimento o núcleo deverá ganhar energia e eventualmente transpor a barreira de 0,1 MeV. Convertendo as unidade entres elétron-volts e kelvins mostra que esta barreira será transposta quando a temperatura ultrapassar 1 GK, obviamente uma temperatura muito alta.
Há dois fatos que pode diminuir a temperatura necessária. Um é o fato que a temperatura é uma média da energia cinética, implicando que alguns núcleos a esta temperatura poderam já ter uma energia maior que 0,1 MeV, enquanto outros um pouco menos. Este núcleos na faixa de alta-energia da distribuição de velocidade que participam da maioria das reações de fusão. O outro efeito é o tunelamento quântico. O núcleo não precisa sempre ter bastante energia, eles podem tunelar através da barreira restante. For esta razão combustível a temperatura menores podem se experimentar eventos de fusão, a uma taxa mais baixa.
A seção transversal da reação σ é uma medida da probabilidade de reação de fusão com uma função da velocidade relativa dos dois núcleos reativos. Se os núcleos tem um distribuição de velocidade, isto é, uma distribuição térmica com a fusão termonuclear, então ele é útil para obter uma media sobre a distribuição dos produtos da seção transversal e da velocidade. A taxa de reação (fusão por volume por tempo) é <σv> vezes o produto da densidade dos participantes:
- <math>f = n_1 n_2 \langle \sigma v \rangle</math>
Se um tipo de núcleo esta reagindo com si próprio, tal como a reação PP, então o produto <math>n_1n_2</math> pode ser substituído por <math>(1/2)n^2</math>.
<math>\langle \sigma v \rangle</math> aumenta de praticamente zero a temperatura ambiente para um significante valor a temperatura de 10 - 100 keV. A estas temperaturas, bem abaixo da energia de ionização típica (13,6 eV no caso do hidrogênio), os reativos da fusão existem um estado de plasma.
O significado de <σv> como uma função da temperatura em um experimento com uma energia de tempo confinamento é determinado pela utilização do critério de Lawson
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