19.8: Fusão Nuclear

O processo de conversão de núcleos muito leves em núcleos mais pesados também é acompanhado pela conversão de massa em grandes quantidades de energia, um processo chamado fusão. A principal fonte de energia solar é uma reação de fusão líquida na qual quatro núcleos de hidrogénio se fundem, acabando por produzir um núcleo de hélio e dois positrões.

Um núcleo de hélio tem uma massa 0,7% inferior à de quatro núcleos de hidrogénio; esta massa perdida é convertida em energia durante a fusão. Essa reação produz cerca de 1,7 × 10⁹ a 2,6 × 10⁹ quilojoules de energia por mole de hélio-4 produzido, dependendo da via de fusão. Isto é um pouco menos do que a energia produzida pela fissão nuclear de um mole de U-235 (1,8 × 10¹⁰ kJ). No entanto, a fusão de um grama de hélio-4 produz cerca  de 6,5 × 10⁸ kJ, o que é maior do que a energia produzida pela fissão de um grama de U-235 (8,5 × 10⁷ kJ). Isto é particularmente notável porque os reagentes para a fusão de hélio são menos dispendiosos e muito mais abundantes do que U-235.

Foi determinado que os núcleos dos isótopos pesados de hidrogénio, um deutério e um trítio, são submetidos a fusão termonuclear a temperaturas extremamente elevadas para formar um núcleo de hélio e um neutrão. Esta alteração prossegue com uma perda de massa de 0,0188 amu, correspondente à libertação de 1,69 × 10⁹ quilojoules por mole de hélio-4 formado. A temperatura muito alta é necessária para dar aos núcleos energia cinética suficiente para superar as forças de repulsão muito fortes resultantes das cargas positivas nos seus núcleos para que eles possam colidir.

Reações de fusão úteis requerem temperaturas muito elevadas para a sua iniciação—cerca de 15.000.000 K ou mais. A essas temperaturas, todas as moléculas dissociam-se em átomos, e os átomos ionizam-se, formando plasma. Essas condições ocorrem em um número extremamente grande de locais em todo o universo—as estrelas são alimentadas por fusão.

É uma tarefa difícil criar reatores de fusão porque nenhum material sólido é estável a temperaturas tão altas e dispositivos mecânicos não podem conter o plasma no qual ocorrem reações de fusão. Duas técnicas para conter plasma à densidade e temperatura necessárias para uma reação de fusão são atualmente o foco de esforços intensivos de investigação: contenção por um campo magnético em um reator tokamak e o uso de feixes de laser focados. No entanto, atualmente não existem reatores de fusão auto-sustentáveis a funcionar no mundo, embora tenham sido realizadas reações de fusão controladas em pequena escala durante períodos muito breves.

Este texto é adaptado de Openstax, Chemistry 2e, Section 21.4: Transmutation and Nuclear Energy.

A combinação de pequenos núcleos como o hidrogénio para produzir maiores como o hélio é chamada de fusão nuclear. Porque os núcleos têm de superar a repulsão eletrostática, as reações de fusão requerem temperaturas de 40 milhões de kelvins ou mais e assim por diante são conhecidas como reações termonucleares. Os nuclídeos com números de massa entre 40 e 100 têm energias de alta ligação por nucleão e são geralmente estáveis.

Assim, os núcleos mais leves com baixas energias nucleares de ligação por nucleão tendem a combinar-se, produzindo núcleos mais pesados com energias de ligação mais elevadas. A diferença entre as energias de ligação nuclear dos nuclídeos do produto e reagente gera uma enorme quantidade de energia. Nomeadamente, a energia libertada durante a formação de um grama de hélio-4 é significativamente maior do que a da fissão de um grama de urânio-235.

Assim, a fusão é utilizada para produzir eletricidade. Bem, ainda não! Nas altas temperaturas necessárias para a fusão, todas as moléculas se dissociam em átomos, que ionizam, formando um plasma.

Para tais reações, um forte, campo magnético em forma de toro serve como reator. No entanto, a sua utilização eficaz é ainda um desafio técnico. De fato, a fusão do hidrogénio em hélio é um dos maiores processos de queima de hidrogénio em sequência principal estrelas como o sol.

Assim que as estrelas começam a fusão de hélio, dois núcleos de hélio Combinam-se em berílio-8. Ao contrário do hélio-4, o berílio-8 é altamente instável, tornando isto numa reação de fusão endotérmica, facilmente invertida. Como a fusão de hélio acelera, o berílio-8 torna-se mais abundante e funde-se com o hélio-4, produzindo carbono-12 em estado excitado, o que ocasionalmente relaxa para carbono-12 estável.

Em estrelas maciças, uma cadeia de reações de fusão iniciadas através da combinação de carbono-12 e hélio-4 produz uma sequência de elementos até ao magnésio-24. Como outras reações de fusão criam nuclídeos mais pesados, a diferença decrescente nas energias de ligação entre os reagentes e os produtos resulta em menos energia sendo produzida a partir destas reações. A sequência termina em níquel-56, que tem uma das mais elevadas energias de ligação por nucleão.

Os elementos mais pesados são, em vez disso produzidos por múltiplos nêutrons-ou eventos de captura de prótons pouco antes e durante as explosões únicas das estrelas, ou supernovas.