fusão nuclear Fissão nuclear

Fissão nuclear

Na fissão (ou cisão) nuclear, um átomo de um elemento é dividido produzindo dois átomos de menores dimensões de elementos diferentes.
A fissão de urânio 235 liberta uma média de 2,5 neutrons por cada núcleo dividido. Por sua vez, estes neutrons vão rapidamente causar a fissão de mais átomos, que irão libertar mais neutrons e assim sucessivamente, iniciando uma auto-sustentada série de fissões nucleares, à qual que se dá o nome de reacção em cadeia, que resulta na libertação contínua de energia.
Quando a massa total dos produtos da Fissão nuclear é calculada, verifica-se que é menor do que a massa original do átomo antes da cisão. A teoria da relatividade de Albert Einstein dá a explicação para esta massa perdida: Einstein demonstrou que massa e energia são duas grandezas físicas conectadas por uma relação de equivalência. Desta forma, a massa perdida durante a cisão foi, de fato, convertida em energia. Einstein resumia esta relação de equivalência massa-energia na famosa equação:
Onde E é a energia, m a massa e c a velocidade da luz. Uma vez que c é muito grande (300 mil quilômetros por segundo), E será realmente muito grande, mesmo quando se perde apenas uma pequena porção de massa.

Fusão nuclear

Na Fusão Nuclear, dois ou mais núcleos atómicos se juntam e formam um outro núcleo de maior número atômico. A fusão nuclear requer muita energia para acontecer, e geralmente liberta muito mais energia que consome. Quando ocorre com elementos mais leves que o ferro e o níquel (que possuem as maiores forças de coesão nuclear de todos os átomos, sendo portanto mais estáveis) ela geralmente liberta energia, e com elementos mais pesados ela consome.
O principal tipo de fusão que ocorre no interior das estrelas é o de Hidrogênio em Hélio, onde dois prótons se fundem em uma partícula alfa (um núcleo de hélio), liberando dois pósitrons, dois neutrinos e energia. Mas dentro desse processo ocorrem várias reações individuais, que variam de acordo com a massa da estrela. Para estrelas do tamanho do nosso Sol ou menores, a cadeia próton-próton é a reacção dominante. Em estrelas mais pesadas, predomina o ciclo CNO.
Vale ressaltar que há conservação da energia, e, portanto, pode-se calcular a massa dos quatro prótons e o núcleo de hélio, e subtrair a soma das massas das partículas iniciais daquela do produto desta reação nuclear para calcular a massa/energia emitida.
Utilizando a equação E=mc2, pode-se calcular a energia liberada, oriunda da diferença de massa. Uma vez que o valor do "c" é muito grande ( aprox. 3 . 108 m/s ), mesmo uma massa muito pequena corresponde a uma enorme quantidade de energia. É este fato que levou muitos engenheiros e cientistas a iniciar projetos para o desenvolvimento de reatores de fusão para gerar eletricidade (por exemplo, a fusão de poucos cm3 de deutério, um isótopo de hidrogênio, produziria uma energia equivalente àquela produzida pela queima de 20 toneladas de carvão).