ABC da Física Nuclear

Estrutura Nuclear | Radioatividade|Decaimento Alfa |Decaimento Beta |Decaimento Gama |Meia-Vida|Reacões Nucleares|Fusão |Fissão|Raios Cósmicos | Antimatéria

Estrutura Nuclear
. Um átomo é constituido de um núcleo extremamente pequeno, carregado positivamente, rodeado por uma núvem de elétrons carregados negativamente. Embora tipicamente o núcleo seja menos de dez mil vezes menor que o átomo, o núcleo contém mais de 99.9% da massa do átomo! Os núcleos são constituidos de partículas carregadas positivamente chamadas prótons de outras eletricamente neutras, chamadas nêutrons. Essas partículas são mantidas agrupadas por uma força chamada força forte ou força nuclear. Esta força é muito maior que as forças familiares como a elestrostática que mantém os elétrons ligados aos núcleos, mas tem alcance limitado a pequenas distâncias, da ordem do tamanho do próton ou nêutron (cerca de 10^-15 metros)

O número de protons no núcleo, Z é chamado número atômico. Este número determina o elemento químico do átomo. O número de nêutrons no núcleo é denominado N. O número de massa do núcleo, A, é igual a Z+N. Um dado elemento químico pode ter vários isótopos, que diferem uns dos outros pelo número de nêutrons contidos no núcleo. Num átomo nêutro, o número de elétrons orbitando o núcleo é igual ao número de prótons no núcleo. Como a carga elétrica do próton e do elétron são +1 e -1 respectivamente (em unidades da carga do elétron), a carga total do átomo é zero. Presentemente são conhecidos 112 elementos, desde o mais leve, o hidrogênio até o recentemente descoberto e ainda sem nome, elemento 112. Todos os elementos mais pesados que o urânio foram produzidos artificialmente pelo homem. Entre esses elementos, há cerca de 270 isótopos estáveis e mais de 2000 instáveis.

Radioatividade
    Em 1896, Henri Becquerel estava trabalhando com compostos contendo o elemento urânio. Para sua surpresa, ele descobriu que placas fotográficas protegidas da luz ficavam veladas, ou parcialmente expostas, quando esses compostos de urânio eram mantidos nas proximidades das placas. Essa exposição sugeria que algum tipo de raio havia passado pela proteção das placas. Descobriu-se também que vários outros materiais além do urânio também emitiam esses raios penetrantes. Entre eles e estava um material chamado radio e por isso, todos os materiais que emitiam esse tipo de radiação são chamados radiativos ou que sofrem o decaimento radiativo.
    Em 1899 Ernest Rutherford descobriu que os compostos de urânio produzem três tipos diferentes de radiação. Ele separou as radiações de acordo com seu poder de penetração e chamou-as radiação alfa, beta e gama. A radiação alfa pode ser bloqueada por uma folha de papel. Posteriormente, Rutherford descobriu que a radiação alfa éra constituida de núcleos de átomos de hélio (He) em alta velocidade. Partículas beta foram posteriormente identificadas como elétrons em alta velocidade. Cerca de 6 mm de alumínio são necessários para parar a maioria das partículas beta. Vários centímetros de chumbo podem ser necessários para bloquear os raios gama, que descobriu-se são fótons de alta energia.

Decaimento Alfa
     A emissão de uma partícla alfa, ou o núcleo de ⁴He é um processo chamado decaimento radiativo. Como partículas alfas contêm 2 prótons e 2 nêutrons, elas devem ser provenientes do núcleo do átomo. Após o decaimento de uma partícula alfa, o núcleo residual terá uma massa e uma carga diferente daquelas do núcleo original. A mudança na carga nuclear (diminuição em duas unidades) significa que o elemento inicial foi mudado em um outro, no que é chamado transmutação. O velho sonho dos alquimistas, a transmutação, pode então ser realizada nesses processos de decaimento radiativo ou por reações nucleares. O número de massa A da partícula alfa é 4 e portanto o número de massa A do núcleo decaindo será reduzido de 4 unidades, assim como o número atômico é reduzido de 2 unidades. Isso pode ser escrito em uma equação, similar a uma reação química. Por exemplo, para o decaimento de um isótopo do elemento seaborgio, o ²⁶³Sg:

²⁶³Sg ----> ²⁵⁹Rf + ⁴He

    O número atômico do núcleo muda de 106 para 104, produzindo o rutherfordio, com massa atômica 263-4 = 259. O decaimento alfa ocorre tipicamente em núcleos muito pesados, onde a repulsão eletrostática entre os prótons no núcleo é muito grande. Energia é liberada no decaimento alfa de um núcleo. Medidas cuidadosas mostram que a soma das massas do núcleo filho e a da partícula alfa é ligeiramente menor que a massa do núcleo pai. A famosa relação de Einstein, E=m*c², que diz que a massa é equivalente a uma quantidade de energia explica o ocorrido, dizendo que a massa que desaparece no processo é convertida na energia cinética dos produtos da reação.

Decaimento Beta
    Partículas beta são partículas carregadas negativamente (elétrons) emitidas pelo núcleo. Como a massa do elétron é uma pequenissima fração de uma unidade de massa atômica, a massa do núcleo que sofre decaimento beta é alterada somente por uma quantidade muito pequena. O número de massa do núcleo não é alterado. O núcleo não contém elétrons. O elétron emitido no decaimento beta corresponde na verdade à transmutação de um nêutron em um próton, dentro do núcleo. Neste processo, é criado também uma outra partícula, o neutrino, que não tendo carga e interagindo muito fracamente com a matéria, passa normalmente desapercebido. No decaimento beta, o número de prótons no núcleo é aumentado de uma unidade, enquanto que o de nêutrons diminui de uma unidade. Por exemplo, o isótopo de carbono, o ¹⁴C é instável e emite uma partícula beta, tranmutando-se no isótopo estável de nitrogênio, o ¹⁴N:

¹⁴C ----> ¹⁴N + e^- +

    Num núcleo estável, o nêutron não decai. Um nêutron livre, ou um em um núcleo que tem muito mais nêutrons do que prótons, pode decair emitindo uma partícula beta e um neutrino. O neutrino, não tem carga e tem massa praticamente nula, mas carrega uma apreciável quantidade de energia e de momento. A pequena diminuição da massa atômica no decaimento é novamente a fonte de energia cinética das partículas emitidas.

Decaimento Gama
    Raios gama são um tipo de radiação eletromagnética que resulta de uma redistribuição das cargas elétricas em um núcleo. Um raio gama é um fóton de alta energia emitido pelo núcleo atômico. A única coisa que distingue um raio gama dos f'ótons de luz visível emitidos por uma lâmpada é o comprimento de onda. O comprimento de onda de um um raio gama é centenas de milhares de vezer menor que o da luz visível (e portanto a frequência é centenas de milhares de vezes maior!) Para núcleos complexos de elementos pesados, há inúmeras diferentes possibilidades em que os protons podem se rearanjar dentro do núcleo. Raios gamas podem ser emitidos quando há uma mudança de uma configuração para outra. Nem o número de massa nem o número atômico de um núcleo se alteram quando um raio gama é emitido. Entretanto, a massa do núcleo também aqui sofre uma pequena diminuição, sendo convertida na energia do fóton.
¹⁵²Dy* ----> ¹⁵²Dy + raio gama

Meia-Vida
    O tempo necessário para que metade dos átomos em uma amostra de um isótopo radiativo decaia é chamado meia-vida do isótopo. Por exemplo, a meia-vida do ²³⁸U é 4,5 bilhões de anos. Isto é, daqui a 4,5 bilhões de anos, metade da quantidade de ²³⁸U na Terra terá decaido em outros elementos. Em mais 4,5 bilhões de anos, a metade do que sobrou também terá decaido, de modo que um quarto da quantidade hoje existente, restará na Terra daqui a 9 bilhões de anos. A meia-vida do ¹⁴C é de 5730 anos, sendo por isso este isótopo adequado na datação de materiais biológicos que viveram há milhares de anos. As meias-vidas nucleares variam desde uma pequena fração de segundo até várias dezenas de bilhões de anos.

Reacões Nucleares
    Se dois núcleos se aproximam suficientemente, eles podem interegir através da força nuclear e pode então ocorrer uma reação entre os dois núcleos. Como nas reações químicas, as reações nucleares podem ser exotermicas (com liberação de energia) ou endotermicas (que requerem alguma energia externa para ocorrer). Podemos citar dois tipos muito importante de reações nucleares: a fissão e a fusão.

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.

Fission

Fissão é um processo nuclear no qual um núcleo muito pesado se divide em dois núcleos menores. Um exemplo de reação de fissão, que foi utilizada nas primeiras bombas nucleares e que ainde é utilizada nos reatores nucleares é:

²³⁵U + n ----> ¹³⁴Xe + ¹⁰⁰Sr + 2n

    Os produtos mostrados na equação acima são somente uma das muitas combinações possíves na fissão do ²³⁵U. Reações de fissão podem produzir qualquer combinação de núcleos mais leves, desde que o número de prótons e o de nêutrons nos produtos seja igual àquele na situação inicial. Assim como na fusão, uma enorme quantidade de energia pode ser liberada na fissão, pois para núcleos pesados, a soma das massas dos produtos da reação é menor que a massa dos constituintes de antes da fissão.
    A fissão ocorre porque a repulsão eletrostatica criada pelo grande número de prótons contida nos núcleos pesados. Dois núcleos menores têm menor repulsão eletrostática interna que um único e maior núcleo. Desse modo, se a força de repulsão ficar maior que forte força nuclear que mantem o núcleo coeso, ele fissiona. Fissão pode ser vista como um cabo de guerra, tendo de um lado as forças fortes e atrativas (força nuclear) e do outro a força repulsiva eletrostatica. Na reação de fissão, as forças repulsivas eletrostáticas ganham.
    Fissão é um processo que vem ocorrendo no universo há bilhões de anos.
     Fission is a process that has been occurring in the universe for billions of years. As mentioned above, we have not only used fission to produce energy for nuclear bombs, but we also use fission peacefully everyday to produce energy in nuclear power plants. Interestingly, although the first man-made nuclear reactor was produced only about fifty years ago, the Earth operated a natural fission reactor in a uranium deposit in West Africa about two billion years ago!

Raios Cósmicos
      Elétrons, prótons e núcleos complexos de alta energia podem ser produzidos em uma diversidade de ambientes astronômicos. Essas partículas viajam através do universo e são chamadas raios cósmicos e muitas dessas partículas acabam alcançando nosso planeta. Quando esses objetos atingem a atmosfera terrestre, outras partículas chamadas pions e muons são produzidas. Essas partículas então são freadas por colisões com outros átomos na atmosfera. Devido a esse processo de freamento, quanto mais alto na atmosfera, mais radiação cósmica encontramos. Ao escalar uma alta montanha ou viajando em aviões, recebe-se uma maior dose de radiação cósmica que permenecendo-se ao nível do mar.
    A maioria dos raios cósmicos é muito energetica podendo facilmente atravessar vários centímetros de chumbo. Como a radiação cósmica, atingindo organismos vivos pode causar alterações genéticas, muitos cientistas acreditam que essa radiação tem sido importante no processo evolutivo da vida em nosso planeta. Embora a radiação cosmica possa causar danos em individuos, ela deve ter tido também um papel importante no aparecimento da espécie humana. De qualquer forma, nossa atmosfera é uma proteção natural contra os raios cósmicos. Astronautas e viajantes espaciais em longas viagens deverão encontrar um modo eficiente para minimizar a exposição aos raios cósmicos.
Texto Original: ABC of Nuclear Science (Lawrence Berkeley Laboratory)

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