Física

Figure 3. Energia potencial entre dois núcleos de luz agarrados em função da distância entre eles. Se os núcleos tiverem energia cinética suficiente para ultrapassar a corcunda de repulsão Coulomb, eles combinam-se, libertam energia e caem num poço profundo e atractivo. O túnel através da barreira é importante na prática. Quanto maior a energia cinética e quanto mais altas as partículas subirem a barreira (ou quanto mais baixa a barreira), mais provável é a tunelização.

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Você pode pensar que, no núcleo do nosso Sol, os núcleos estão a entrar em contacto e a fundir-se. Entretanto, de fato, são necessárias temperaturas da ordem de 108K para que os núcleos realmente entrem em contato, excedendo a temperatura do núcleo do Sol. A tunelização mecânica quântica é o que torna possível a fusão no Sol, e a tunelização é um processo importante na maioria das outras aplicações práticas de fusão, também. Uma vez que a probabilidade de tunelização é extremamente sensível à altura e largura da barreira, o aumento da temperatura aumenta muito a taxa de fusão. Quanto mais próximos os reagentes se aproximarem uns dos outros, maior a probabilidade de se fundirem (ver Figura 4). Assim, a maioria da fusão no Sol e outras estrelas ocorre em seus centros, onde as temperaturas são mais altas. Além disso, a alta temperatura é necessária para que a energia termonuclear seja uma fonte prática de energia.

Figure 4. (a) Dois núcleos em direção um ao outro diminuem a velocidade, depois param, e depois voam sem tocar ou fundir. (b) Em energias mais elevadas, os dois núcleos aproximam-se o suficiente para a fusão através de túneis. A probabilidade de tunelização aumenta conforme eles se aproximam, mas eles não precisam tocar para que a reação ocorra.

O Sol produz energia através da fusão de prótons ou núcleos de hidrogênio 1H (de longe o nuclídeo mais abundante do Sol) em núcleos de hélio 4He. A sequência principal das reacções de fusão forma o chamado ciclo próton-protões:

1H + 1H → 2H + e++ ve (0.42 MeV)

1H + 2H → 3He + γ (5.49 MeV)

3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12.86 MeV)

onde e+ representa um positron e ve é um neutrino de electrões. (A energia entre parênteses é liberada pela reação.) Note que as duas primeiras reações devem ocorrer duas vezes para que a terceira seja possível, de modo que o ciclo consome seis prótons (1H), mas devolve dois. Além disso, os dois pósitrons produzidos irão encontrar dois elétrons e aniquilar para formar mais quatro raios γ, para um total de seis. O efeito global do ciclo é assim

2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV)

onde o 26,7 MeV inclui a energia de aniquilação dos positrões e elétrons e é distribuído entre todos os produtos de reação. O interior solar é denso, e as reacções ocorrem nas profundezas do Sol, onde as temperaturas são mais elevadas. São necessários cerca de 32.000 anos para que a energia se difunda para a superfície e irradie para longe. No entanto, os neutrinos escapam ao Sol em menos de dois segundos, levando consigo a sua energia, porque interagem de forma tão fraca que o Sol é transparente para eles. O feedback negativo no Sol actua como um termóstato para regular a saída global de energia. Por exemplo, se o interior do Sol se torna mais quente que o normal, a taxa de reacção aumenta, produzindo energia que expande o interior. Isto arrefece-a e baixa a taxa de reacção. Por outro lado, se o interior se tornar demasiado frio, contrai-se, aumentando a temperatura e a taxa de reacção (ver Figura 5). Estrelas como o Sol são estáveis por bilhões de anos, até que uma fração significativa de seu hidrogênio tenha sido esgotada. O que acontece então é discutido em Introdução às Fronteiras da Física .

Figure 5. A fusão nuclear no Sol converte núcleos de hidrogênio em hélio; a fusão ocorre principalmente no limite do núcleo de hélio, onde a temperatura é mais alta e o hidrogênio permanece suficiente. A energia libertada difunde-se lentamente até à superfície, com excepção dos neutrinos, que escapam imediatamente. A produção de energia permanece estável devido aos efeitos negativos de retroalimentação.

Teorias do ciclo próton-protões (e outros ciclos de produção de energia em estrelas) foram pioneiros pelo físico americano Hans Bethe (1906-2005), nascido na Alemanha, a partir de 1938. Ele recebeu o Prêmio Nobel de Física de 1967 por este trabalho, e fez muitas outras contribuições para a física e a sociedade. Os neutrinos produzidos nestes ciclos escapam tão prontamente que nos fornecem um excelente meio para testar estas teorias e estudar interiores estelares. Os detectores têm sido construídos e operados há mais de quatro décadas para medir os neutrinos solares (ver Figura 6). Embora os neutrinos solares sejam detectados e os neutrinos tenham sido observados a partir da Supernova 1987A (Figura 7), muito poucos neutrinos solares foram observados para serem consistentes com as previsões de produção de energia solar. Após muitos anos, este problema de neutrinos solares foi resolvido com uma mistura de teoria e experimentos que mostraram que o neutrino realmente tem massa. Verificou-se também que existem três tipos de neutrinos, cada um associado a um tipo diferente de decaimento nuclear.

Figure 6. Este conjunto de tubos fotomultiplicadores faz parte do grande detector de neutrinos solares do Laboratório Nacional de Aceleradores Fermi, em Illinois. Nestas experiências, os neutrinos interagem com água pesada e produzem flashes de luz, que são detectados pelos tubos fotomultiplicadores. Apesar do seu tamanho e do enorme fluxo de neutrinos que o atingem, muito poucos são detectados a cada dia, já que interagem de forma tão fraca. Esta, claro, é a mesma razão pela qual eles escapam ao Sol tão prontamente. (crédito: Fred Ullrich)

Figure 7. As supernovas são a fonte dos elementos mais pesados que o ferro. A energia libertada potencia a nucleossíntese. Análise espectroscópica do anel de material ejectado por Supernova 1987A observável no hemisfério sul, mostra evidência de elementos pesados. O estudo desta supernova também forneceu indicações de que os neutrinos podem ter massa. (crédito: NASA, ESA, e P. Challis)

O ciclo próton-protões não é uma fonte prática de energia na Terra, apesar da grande abundância de hidrogênio (1H). A reacção 1H + 1H → 2H + e+ + ve tem uma probabilidade muito baixa de ocorrer. (É por isso que o nosso Sol irá durar cerca de dez mil milhões de anos.) No entanto, uma série de outras reacções de fusão são mais fáceis de induzir. Entre elas estão:

2H + 2H → 3H + 1H (4.03 MeV)

2H + 2H → 3He + n (3.27 MeV)

2H + 3H → 4He + n (17.59 MeV)

2H + 2H → 4He + γ (23.85 MeV).

Deutério (2H) é cerca de 0.015% de hidrogénio natural, pelo que existe uma quantidade imensa só na água do mar. Além de uma abundância de combustível de deutério, estas reacções de fusão produzem grandes energias por reacção (entre parênteses), mas não produzem muitos resíduos radioactivos. O trítio (3H) é radioativo, mas é consumido como combustível (a reação 2H + 3H → 4He + n), e os nêutrons e γs podem ser blindados. Os neutrões produzidos também podem ser utilizados para criar mais energia e combustível em reacções como

n + 1H → 2H + γ (20,68 MeV)

e

n + 1H → 2H + γ (2.22 MeV).

Nota que estas duas últimas reacções, e 2H + 2H → 4He + γ, colocam a maior parte da sua saída de energia no raio γ, e tal energia é difícil de utilizar.

As três chaves para a geração prática de energia de fusão são alcançar as temperaturas necessárias para tornar as reações prováveis, aumentar a densidade do combustível e confiná-lo por tempo suficiente para produzir grandes quantidades de energia. Estes três fatores – temperatura, densidade e tempo – complementam-se mutuamente, e assim uma deficiência em um pode ser compensada pelos outros. A ignição é definida para ocorrer quando as reações produzem energia suficiente para serem auto-sustentáveis após o corte da entrada de energia externa. Este objetivo, que deve ser alcançado antes que as plantas comerciais possam ser uma realidade, ainda não foi alcançado. Outro marco, chamado break-even, ocorre quando a energia de fusão produzida é igual à entrada de energia de aquecimento. O break-even quase foi alcançado e dá esperança de que a ignição e as plantas comerciais possam se tornar uma realidade em poucas décadas.

Duas técnicas têm mostrado uma promessa considerável. A primeira delas é denominada confinamento magnético e utiliza a propriedade de que as partículas carregadas têm dificuldade em atravessar as linhas do campo magnético. O tokamak, mostrado na Figura 8, tem mostrado uma promessa particular. A bobina toroidal do tokamak confina as partículas carregadas em um caminho circular com uma torção helicoidal devido aos próprios íons circulantes. Em 1995, o Tokamak Fusion Test Reactor em Princeton, nos EUA, atingiu temperaturas de plasma recordes mundiais, chegando a 500 milhões de graus Celsius. Esta instalação funcionou entre 1982 e 1997. Um esforço internacional conjunto está em andamento na França para construir um reator do tipo tokamak que será o trampolim para a energia comercial. O Iter, como é chamado, será um dispositivo em escala real que visa a demonstrar a viabilidade da energia de fusão. Ele irá gerar 500 MW de energia por longos períodos de tempo e atingirá condições de equilíbrio. Ele estudará plasmas em condições semelhantes às esperadas em uma usina de fusão. A conclusão está programada para 2018.

Figure 8. (a) Representação artística do ITER, um reator de fusão do tipo tokamak em construção no sul da França. Espera-se que esta máquina gigantesca atinja o ponto de equilíbrio. A conclusão está agendada para 2018. (crédito: Stephan Mosel, Flickr)

A segunda técnica promissora visa múltiplos lasers em minúsculas pastilhas de combustível preenchidas com uma mistura de deutério e trítio. Uma grande potência de entrada aquece o combustível, evaporando o pellet confinante e esmagando o combustível a alta densidade com o plasma quente em expansão produzido. Esta técnica é chamada de confinamento inercial, porque a inércia do combustível impede que ele escape antes que uma fusão significativa possa ocorrer. Foram alcançadas densidades mais altas do que com tokamaks, mas com tempos de confinamento menores. Em 2009, o Laboratório Lawrence Livermore (CA) completou um dispositivo de fusão a laser com 192 feixes de laser ultravioleta que são focalizados em uma pastilha D-T (ver Figura 9).

Figure 9. Instalação Nacional de Ignição (CA). Esta imagem mostra um compartimento de laser onde 192 feixes de laser irão focar num pequeno alvo D-T, produzindo fusão. (crédito: Lawrence Livermore National Laboratory, Lawrence Livermore National Security, LLC, e o Departamento de Energia)

Secção Resumo

• Fusão nuclear é uma reação na qual dois núcleos são combinados para formar um núcleo maior. Ela libera energia quando os núcleos leves são fundidos para formar núcleos de massa média.
• Fusão é a fonte de energia em estrelas, com o ciclo próton-protões,

  1H + 1H → 2H + e+ + ve (0.42 MeV)
  1H + 2H → 3He + γ (5.49 MeV)
  3He + 3He → 4He + 1H + 1H (12.86 MeV)

  sendo a principal sequência de reacções produtoras de energia no nosso Sol.

• O efeito global do ciclo próton-protões é

  2e- + 41H → 4He + 2ve + 6γ (26,7 MeV),

  onde o 26,7 MeV inclui a energia dos pósitrons emitidos e aniquilados.

• As tentativas de utilizar a fusão controlada como fonte de energia na Terra estão relacionadas com deutério e trítio, e as reacções desempenham papéis importantes.
• Ignição é a condição sob a qual a fusão controlada é auto-sustentável; ainda não foi alcançada. O break-even, no qual a saída de energia de fusão é tão grande quanto a entrada de energia externa, foi quase alcançado.
• Contenção magnética e confinamento inercial são os dois métodos que estão sendo desenvolvidos para aquecer combustível a temperaturas suficientemente altas, com densidade suficiente, e por tempos suficientemente longos para atingir a ignição. O primeiro método utiliza campos magnéticos e o segundo método utiliza o momento de impacto dos feixes laser para o confinamento.