Energia Nuclear – Parte III

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Na primeira e segunda partes falei-vos da fissão nuclear, que consiste em “fragmentar” elementos químicos noutros mais “pequenos”. O processo oposto também é possível: podem-se fundir núcleos atómicos dando origens a elementos “maiores” (mais pesados). Esta é a fusão nuclear, o processo pelo qual o Sol gera a energia que emite.

Como deverá ser do conhecimento do leitor, ainda não temos centrais de fusão nuclear em funcionamento, ainda que o estudo da fusão nuclear tenha precedido o da fissão nuclear. A diferença crucial é que é muito mais difícil de controlar a fusão nuclear! Mas já lá vamos…

Em 1915, o químico norte-americano William Draper Harkins (1873-1951) propôs pela primeira vez o mecanismo de fusão nuclear. Quatro anos depois, o físico Jean Baptiste Perrin (1870-1942) sugeriu que a fonte de energia das estrelas (aquilo que lhes permite emitir luz) provinha de reacções nucleares entre átomos de hidrogénio que davam origem a átomos de hélio (o hidrogénio é o elemento mais leve, com apenas um protão, enquanto que o hélio tem dois protões). (Talvez o nome do Prémio Nobel Jean Perrin não lhe seja estranho: falei dele no artigo sobre o movimento browniano.) O que Perrin constatou é que tendo em conta as massas do hidrogénio e do hélio, bem como o princípio de equivalência entre massa e energia de Einstein, a reacção nuclear que transformasse um no outro teria que libertar energia (visto que o hélio tinha menor massa que os átomos de hidrogénio combinados). Em 1920, o astrofísico inglês Arthur Eddington (1882-1944) reformulou a proposta de Perrin e conjecturou que outros elementos mais pesados seriam também produzidos nas estrelas através do mesmo mecanismo de fusão nuclear. (Eddington é mais conhecido pela sua famosa experiência de verificação da Teoria da Relatividade Geral de Einstein.)

Em 1928, George Gamow (1904-1968) determinou a temperatura necessária que era preciso ultrapassar de modo a que a energia térmica conseguisse vencer a repulsão eléctrica. Recorde-se que os núcleos atómicos têm carga positiva, e cargas positivas repelam-se. Para as forçar a juntar-se é necessário aplicar uma força muito elevada, a qual também se pode traduzir numa temperatura extremamente elevada. Note-se que após a fusão, o novo elemento tem um núcleo estável. Como referido no artigo sobre as forças da natureza, o que permite a um núcleo conter mais que um protão juntos é a chamada força nuclear forte, a qual é mais forte que a força eléctrica dentro do núcleo. Assim, na fusão termonuclear é necessário ter uma temperatura tal que permita dois núcleos atómicos aproximarem-se o suficiente para que a força nuclear forte se torne mais poderosa que a força eléctrica. Como referido no artigo supracitado, enquanto que a força eléctrica domina para distâncias suficientemente grandes, a força nuclear forte vence-a a distâncias muito reduzidas.

A possibilidade teórica de trazer a fusão nuclear das estrelas para o laboratório foi prevista pela primeira vez em 1929 pelos físicos Robert Atkinson (1898-1982) e Fritz Houtermans (1903-1966). Apenas três anos depois, Mark Oliphant (1901-2000) conseguiu demonstrar no seu laboratório a fusão de isótopos de hidrogénio (recorde a definição de isótopo na primeira parte). Durante a década de 30, Hans Bethe (1906-2005) e Carl Friedrich von Weizsäcker (1912-2007) desenvolveram a teoria de nucleossíntese estelar. Hans Bethe ganhou o Prémio Nobel da Física por este trabalho em 1967. Durante a segunda guerra mundial, Bethe foi director do sector teórico no laboratório secreto de Los Alamos. Weizsäcker investigou também energia nuclear durante a guerra sob a coordenação de Werner Heisenberg na Alemanha, mas não se sabe bem se a investigação destes tinha como objectivo criar uma bomba nuclear para os nazis, ou não.

No projecto Manhattan também se investigou a possibilidade de criar bombas com base em fusão nuclear, mas os resultados só foram obtidos já depois do fim da guerra. O primeiro teste bem sucedido com fusão nuclear foi alcançado em 1951, na ilha de Engebi (no atol Enewetak, no Pacífico). Chamaram-lhe o Greenhouse Item e tratou-se de uma fusão nuclear de deutério e trítio (isótopos de hidrogénio) induzida por uma bomba de fissão nuclear. Enrico Fermi (1901-1954) houvera proposto esta ideia em 1941 a Edward Teller (1908-2003), quando ainda nem havia bombas de fissão nuclear.  A ideia era usar o calor gerado por uma bomba de fissão nuclear para criar as condições de temperatura necessárias para ocorrer a fusão nuclear. Edward Teller e Stanislaw Ulam inventaram a configuração Teller-Ulam que está na base de funcionamento das bombas termonucleares, também conhecidas por bombas de hidrogénio (bombas H). Teller em particular é considerado o “pai” da bomba H. (A título de curiosidade, se o leitor já viu o excelente filme “Dr. Strangelove” (1964) de Stanley Kubrick, fique a saber que a personagem do Dr. Strangelove é em parte inspirada em Teller.)

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Foto da detonação da Greenhouse Item a 25 de Maio de 1951.

Um ano depois, no mesmo atol, a primeira bomba de hidrogénio (Ivy Mike) destruiu a pequena ilha Elugelab. A detonação deixou uma cratera de quase 2km de diâmetro.

A energia libertada por bombas nucleares é por convenção medida em toneladas de TNT. O trinitrotolueno (TNT) é uma substância explosiva que ainda hoje é usada para fins militares, bem como em construção civil. Trata-se de um explosivo bastante estável (só explode com detonador), o que permite que o seu manuseio seja bastante seguro e fácil (ao contrário da nitroglicerina e da dinamite). Uma tonelada de TNT são 1000 kg desta substância, a qual quando explode liberta 4.184 gigajoule. Como referência de energia, o leitor poderá lembrar-se que uma lâmpada de 40 watt emite 40 joule por segundo e 1 “giga” corresponde a mil milhões… Voltando às bombas, a Greenhouse Item gerou uma explosão equivalente a 45.5 mil toneladas de TNT, o que foi pouco superior às bombas de fissão nuclear largadas no Japão: a Little Boy foi equivalente a 15 mil toneladas de TNT, e a Fat Man 21 mil toneladas de TNT. Numa escala muito superior, a Ivy Mike correspondeu a 10 milhões de toneladas de TNT!

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Ivy Mike, detonada a 1 de Novembro de 1952.

Em plena guerra fria, em 1961, os soviéticos fizeram explodir a bomba de hidrogénio mais poderosa até hoje detonada, a Tsar Bomba (equivalente a 57 milhões de toneladas de TNT; em teoria poderia ter chegado a 100 milhões).

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Tsar Bomba, bomba termonuclear de hidrogénio detonada a 30 de Outubro de 1961. Esta “nuvem” em forma de cogumelo foi fotografada a uma distância de cerca de 160 km, sendo que o topo da nuvem alcançava neste momento cerca de 56 km de altura.

Se por um lado o potencial destrutivo desta tecnologia é verdadeiramente assustador, por outro é inevitável reconhecer que esta será provavelmente a fonte de energia do futuro. Tem duas vantagens em relação à fissão nuclear: produz mais energia, e, mais importante que isso, não produz lixo radioactivo! O problema, como o leitor poderá adivinhar, é conseguir criar as condições que nos permitam manter reacções de fusão nuclear de forma controlada, de tal forma que possamos aproveitar a energia gerada para produzir energia eléctrica. É necessário criar uma câmara que consiga confinar o plasma. (O plasma é um quarto estado fundamental da matéria (para lá do sólido, líquido e gasoso) no qual coexistem partículas com carga eléctrica, isto é, iões.) No caso da fusão dos isótopos de hidrogénio supramencionados (deutério e trítio), é necessária uma energia de 0.1 MeV, o que corresponde a 1.2 milhares de milhões de graus Celsius (ou Kelvin – para estes valores pouca diferença faz a distinção). Talvez o leitor se esteja a recordar que no LHC do CERN (e não só) fazem-se colidir partículas com energias muito superiores a isto, mas trata-se de condições diferentes. Nesse caso lida-se com partículas individuais, enquanto que para obter energia através de fusão nuclear pretende-se usar o tal plasma, que contém muitas partículas.

De facto, nem é necessário atingir estas energias (ou temperaturas) para obter fusão nuclear. Da mesma forma que a luz solar consegue fazer evaporar água dos oceanos sem que esta atinja os 100ºC, também neste caso a temperatura pode ser bastante mais baixa para ocorrer fusão. No caso da água trata-se de uma questão estatística: a água num copo pode estar a 25ºC, no entanto isso não significa que todas as partículas de água estejam a essa temperatura. Os 25ºC são apenas a média, algumas partículas estão a menor temperatura, enquanto que outras estão a uma temperatura superior, sendo que as que tiverem uma temperatura superior a 100ºC junto à superfície conseguem evaporar e escapar ao líquido. De igual modo, ao se fazer aquecer o plasma, algumas partículas irão conseguir fundir-se mesmo quando a temperatura média for aparentemente insuficiente. Além disto, ocorre ainda o chamado efeito túnel, um fenómeno quântico que permite às partículas ultrapassar uma “barreira” eléctrica com energia inferior à da “barreira” (leia mais sobre este efeito no artigo sobre a mecânica quântica). Assim, o que acontece é que a taxa de reacções nucleares aumenta com a temperatura média, sendo que a taxa não é nula abaixo da tal temperatura crítica correspondente a 0.1 MeV.

Para confinar o plasma é necessário colocá-lo em vácuo, pois não existe qualquer substância que consiga suportar estas temperaturas elevadíssimas. Por outro lado, o plasma tende a expandir (aumentar a pressão) com o aumento de temperatura, pelo que é necessário aplicar uma força poderosa que o impeça de “fugir” do vácuo. Nas estrelas essa força é a gravidade produzida pela massa da própria estrela. Num laboratório tal opção é impossível. Em 1950, os soviéticos Andrei Sakharov (1921-1989) e Igor Tamm (1895-1971) propuseram um confinamento magnético, o tokamak (um género de anel magnético). Este continua a ser o melhor candidato para um reactor de fusão nuclear. O maior desafio destes últimos 60 anos foi conseguir criar um reactor que conseguisse produzir mais energia que aquela que consumia para criar o plasma. O maior tokamak do mundo pertence ao projecto ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor – reactor termonuclear experimental internacional), que está a ser construído em Saint-Paul-lès-Durance, em França. Espera-se que comece a funcionar em 2020, e deverá produzir 500 milhões de watt, o que será 10 vezes superior à energia consumida. Dentro do reactor o plasma (de apenas duas gramas) deverá alcançar uma temperatura de 150 milhões de graus Celsius.

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ITER em construção. Só o reactor irá pesar 23 mil toneladas. É considerado o projecto de engenharia mais complexo da História (sim, mais complexo que o LHC). O projecto tem um custo estimado em 18 milhares de milhões de euros (financiado pela União Europeia, Estados Unidos, Rússia, China, Índia, Japão e Coreia do Sul).

Note-se que o ITER é ainda apenas um protótipo de um reactor de fusão nuclear! O principal objectivo é provar que esta tecnologia de facto funciona (que pode ser rentável). Por outro lado, mesmo que funcione, tal não implica que possa ser de imediato industrializada, por falta de eficiência e simplicidade de construção. Não obstante, à luz do que sabemos hoje, o futuro da energia reside na fusão nuclear. Contando que queiramos um futuro para a humanidade neste planeta, há três opções: energias renováveis (solar e eólica, por exemplo), fissão nuclear e fusão nuclear. (Para quem rejeita as alterações climáticas, como o Trump, há outras opções.) Mas destas, apenas a fusão nuclear tem de facto o potencial de alimentar a humanidade no futuro, isto porque a fissão nuclear tem o problema da acumulação de lixo radioactivo, enquanto que as renováveis não parecem ser suficientemente rentáveis para conseguir alimentar as nossas necessidades energéticas.

Por uma questão de completude, e ao contrário do que afirmei em cima, devo referir que na verdade a fusão nuclear também produz algum lixo radioactivo, a diferença é que este “desaparece” numa escala de tempo muito inferior à da fissão nuclear, tornando a sua manutenção viável. Por outro lado, outra vantagem da fusão nuclear é que num reactor de fusão nuclear não há o perigo de o próprio reactor fundir, como no caso dos reactores de fissão, pois se se perder o controlo do plasma, este simplesmente desaparece.

Deixei muito por dizer, mas se tiverem dúvidas não hesitem em colocá-las nos comentários. Acrescento que planeio abordar a nucleossíntese em maior detalhe num artigo futuro dedicado às estrelas.

 

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Marinho Lopes

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