Fusão Nuclear
Fusão nuclear é o processo de formação de um núcleo a
partir da colisão e posterior junção de dois núcleos menores.
Os núcleos que colidem devem ter, inicialmente, uma energia
cinética que lhes permita se aproximar contra a repulsão
coulombiana o suficiente para que a interação nuclear forte
passe a ser efetiva e mais importante.
Como a repulsão coulombiana é tanto mais importante quanto
maior a carga elétrica dos núcleos em colisão, a fusão nuclear
pode ser provocada com mais facilidade entre núcleos com número
pequeno de prótons.
A energia cinética mínima dos núcleos para que ocorra a
fusão pode ser estimada supondo que a interação nuclear se torna
efetiva para uni-los quando eles entram em contato. Então, a
energia cinética mínima dos núcleos, supostos esféricos, deve
ser igual à energia potencial de repulsão coulombiana entre
eles:
Emin  ( 1 / 4p
eo
) Z1Z2 e2 / ( R1 + R2 )
onde R1 e R2 são os raios e Z1 e Z2, os números atômicos dos
núcleos.
Usando:
e 1,60 x 10-19
C
1 / 4p eo
8,99 x 109 Nm2 / C2
1J 6,24 x 1012 MeV
R1 + R2 10-14
m
segue-se que:
Emin 1,44 x 10-1
Z1Z2 MeV
Da teoria cinética sabe-se que a energia cinética média por
partícula de um gás é da ordem de kT, onde:
k = 1,3807 x 10-23 J
/ K = 8,6176 x 10-11 MeV /
K
é a constante de Boltzmann e T, a temperatura kelvin.
Um gás dos núcleos de menor número atômico, isto é, um gás
de prótons ou um gás de núcleos de deutério, se existisse
qualquer um dos dois, deveria ter uma temperatura da ordem de 109
K para que ocorressem fusões porque, fazendo Emin = kT com Z1 =
Z2 = 1, vem:
T = Emin / k 1,44 x 10-1
MeV / ( 8,62 x 10-11 MeV /
K ) 1,67 x 109 K
Esse resultado representa apenas uma estimativa grosseira.
Na verdade, para um gás de prótons ou um gás de núcleos de
deutério, já ocorrem fusões se a temperatura é da ordem de 106
K ou, em termos energéticos, se os prótons ou os núcleos de
deutério têm energias cinéticas de cerca de 90 eV.
É interessante comparar essa energia mínima que devem ter
os prótons ou os núcleos de deutério para iniciar as reações de
fusão com a energia cinética dos nêutrons térmicos que iniciam
as reações de fissão, que é de cerca de 0,03 eV.
Em temperaturas da ordem de 106 K, as unidades
básicas de qualquer substância não são mais os átomos ou
moléculas e sim, os núcleos correspondentes e os elétrons, estes
não mais ligados àqueles devido à intensidade das colisões. O
que se tem é um plasma, ou seja, um gás neutro de núcleos com
carga positiva e elétrons livres, que só pode ser mantido
confinado por campos elétricos e magnéticos.
As estrelas, em sua grande maioria, são bolas de plasma
confinado pelo campo gravitacional e as reações de fusão são as
responsáveis pela produção de energia.
Energia Liberada na Fusão
Já foi discutido que o processo de fusão vem acompanhado de
liberação de energia porque as energias de ligação por núcleon
dos núcleos iniciais são menores do que a energia de ligação por
núcleon do núcleo final.
Tomando como exemplo a fusão de dois núcleos de oxigênio 16
para formar um núcleo de enxofre 32 foi visto que era liberada
uma energia de 25,6 MeV. O cálculo foi o possível de ser feito a
partir do gráfico E / A contra A.
Agora, fazendo Z1 = Z2 = 8 na expressão para a energia
cinética mínima dos núcleos para que ocorra a fusão vem:
Emin 1,44 x 10-1
Z1Z2 MeV = 1,44 x 10-1 ( 8
)( 8 ) MeV 9,22 MeV
Então, em princípio, a energia liberada nessa fusão é
suficiente para excitar outros núcleos e produzir uma reação em
cadeia. O mesmo vale para outros exemplos de fusão. E de modo
análogo ao caso da fissão, num reator nuclear, a reação é
controlada, e numa bomba termonuclear (bomba H), não.
Reatores de Fusão Nuclear
Reator de fusão nuclear é qualquer sistema físico onde se
produz e se controla uma reação nuclear de fusão em cadeia.
Embora existam vários métodos propostos e sendo
implementados para a geração de energia por meio da fusão, ainda
não existe um reator que funcione satisfatoriamente.
A reação de fusão deutério-hélio 3:
2H1 + 3He2
 4He2 + p [
DE = 18,3 MeV ]
e a reação de fusão deutério-trítio:
2H1 + 3H1
4He2 + n [
DE = 17,6 MeV ]
são consideradas as mais importantes porque liberam grande
quantidade de energia por unidade de massa.
Contudo, para a implementação da reação deutério-hélio 3,
deve-se enfrentar um problema até agora em aberto: enquanto o
deutério pode ser facilmente obtido da água do mar, o hélio 3 é
raro e não pode ser obtido por qualquer processo simples.
Por outro lado, para a implementação da reação
deutério-trítio, deve-se enfrentar os seguintes problemas: o
trítio é muito raro na natureza e os nêutrons produzidos, ao
serem absorvidos por vários tipos de núcleos, podem originar
núcleos radioativos.
Aparentemente, esses dois problemas têm solução. A escassez
de trítio pode ser resolvida porque o trítio pode ser produzido
pelo bombardeamento de lítio pelos nêutrons liberados num reator
de fissão, segundo a reação:
6Li3 + n
4He2 + 3H1
e o perigo dos nêutrons produzidos também pode ser resolvido
porque os nêutrons podem ser absorvidos por lítio segundo a
mesma reação e com a vantagem de se produzir mais trítio.
O obstáculo mais importante que impede o funcionamento
satisfatório dos reatores de fusão é a incapacidade de se manter
uma certa quantidade de plasma de deutério e trítio num estado
de temperatura e pressão adequado para que ocorram as fusões
durante o intervalo de tempo necessário para produzir uma
quantidade de energia maior do que aquela consumida.
No confinamento magnético, o plasma é comprimido
adiabaticamente pelo rápido aumento da intensidade do campo
magnético e, com isso, aumenta a sua temperatura até que
aconteçam as fusões.
No confinamento inercial, feixes muito intensos de raio
laser aquecem e comprimem minúsculas cápsulas com um plasma de
deutério e trítio até que ele atinja um estado de temperatura e
pressão adequado para que ocorram as fusões.
A Energia do Sol
As temperaturas no interior do Sol e de outras estrelas são
maiores do que 107 oC. Então, nesses
ambientes, ocorrem reações termonucleares.
Abaixo estão representados os estágios do ciclo do carbono,
que se supõe ser o processo que produz a maior parte da energia
que o Sol continuamente irradia para o espaço.
Cada núcleo de carbono 12 consumido no estágio 1 reaparece
como produto no estágio 6, ou seja, o ciclo do carbono não faz
diminuir a quantidade de núcleos de carbono 12 do interior do
Sol.
Por outro lado, os núcleos de hidrogênio 1, ou seja, os
prótons, consumidos nos estágios 1, 3, 4 e 6, nunca mais
reaparecem como produto. O produto final de cada ciclo é um
núcleo de hélio 4.
A reação efetiva que se desenvolve no ciclo do carbono é a
seguinte:
4 1H 1 4He 2
+ 2e + + 2 n [
DE 25 MeV ]
A reação é de fusão de 4 núcleos de hidrogênio 1 (4
prótons) para resultar em um núcleo de hélio 4. A energia total
gerada nessa reação é de cerca de 25 MeV.
Com o passar do tempo, o conteúdo de hidrogênio do Sol
diminui e cresce o conteúdo de hélio.
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