Fusão

A fusão nuclear é um processo em que dois núcleos se combinam para formar um único núcleo, mais pesado. Um exemplo importante de reações de fusão é o processo de produção de energia no sol, e das bombas termonucleares (bomba de hidrogênio). Em futuros reatores de fusão nuclear a reação entre dois diferentes isótopos de hidrogênio produzindo hélio deverá ser utilizada para produção abundante de energia.

2H + 3H ----> 4He + n



Esta reação libera uma quantidade de energia mais de um milhão de vezer maior que a que temos em uma típica reação química, como a queima de gás de cozinha. Esta enorme quantidade de energia é liberada nas reações de fusão porque quando dois núcleos leves se fundem, a massa do núcleo produzido é menor que a soma das massas dos núcleos iniciais. Mais uma vez, a equação de Einstein E=mc2, explica que a massa perdida é convertida em energia, carregada pelo produto da fusão. Embora a fusão seja um processo energeticamente favorável (exotérmico) para núcleos leves, ele não ocorre naturalmente aqui na Terra, devido as dificuldades naturais para se aproximar os reagentes (devido a repulsão eletrostática entre os dois núcleos) para que as forças nucleares possam atuar.
Reações de fusão estão acontecendo por bilhões de anos no universo. De fato, as reações de fusão são responsáveis pela produção de energia na maioria das estrelas, incluindo o nosso sol. Cientistas na Terra foram capaz de produzir reações de fusão nuclear somente nos últimos 60 anos. Fusão entre núcleos mais pesados são produzidas, em pequenas quantidades, corriqueiramente em aceleradores de partículas. Podemos dizer que a fusão nuclear é a base de nossas vidas, uma vez que a energia solar, produzida por esse processo é indispensável para a manutenção da vida na Terra.

Quando uma estrela é formada, ela consiste inicialmente de hidrogênio e hélio criados no Big-Bang, o processo que deu origem ao universo. Devido o enorme campo graviacional, átomos de hidrogênio na estrela colidem e fundem formando núcleos de hélio. Posteriormente o hélio, colidindo com o hidrogênio e outros núcleos de hélio, vai dando origem aos elementos mais pesados. Essas reações continuam, até que o núcleo de ferro é formado (número de massa cerca de 60). A partir do Fe, não ocorre mais fusão na estrela pois o processo passa a ser energeticamente desfavorável. Quando uma estrela converteu uma apreciável fração de seu hidrogênio e hélio em elementos mais pesados, ela passa para a etapa final de sua vida. Algumas estrelas passam a se contrair, numa bola constituida em grande parte de ferro. Entretanto, se a massa da estrela for suficientemente grande, uma tremenda, violente e brilhante explosão pode ocorrer. A estrela subtamente se expande e produz, num pequeno intervalo de tempo, mais energia que o sol irá produzir em toda sua vida. Quando isso ocorre, dizemos que a estrela se tornou uma supernova. Quando a estrela está na fase supernova, muitas reações nucleares importantes acontecem.


Na explosão, os núcleos são acelerados a velocidades muito mairores que as que eles normalmente tinham na estrela. Na nova condição, os núcleos em alta velocidade colidem e podem agora fundir, produzindo os elementos com massa maior que a do ferro. A energia extra vinda da explosão é necessária para superar a enorme força repulsiva entre os núcleos devido a carga elétrica nuclear. Elementos como chumbo, ouro e prata encontrados na Terra foram antes restos da explosão de uma supernova. O ferro que encontramos em grande parte da superfície daTerra, bem como em seu núcleo deriva-se tanto de restos de supernovas quanto de estrelas mortas.