Bomba de hidrogénio

Umabomba dehidrogénio^{(português europeu)}ouhidrogênio^{(português brasileiro)},designação mais adaptada ao seu significadobomba termonuclear,é um tipo de armamento que consegue ser milhares de vezes mais potente do que qualquerbomba nuclearde fissão.

Teste termonuclear durante aOperação Castelo,na detonação daCastle Romeo.

A explosão de umabomba atômicaconsegue facilmente arrasar uma grande cidade. Na imagem, a cidade deHiroshima(Japão) após a explosão da primeira bomba atômica usada contra civis em finais daSegunda Guerra Mundial.Entretanto, a força da bomba jogada sobre Hiroshima, baseada emfissão nuclear,é muitas vezes menor que a de uma bomba de hidrogênio (nunca utilizada em guerra), sendo quea maior bomba de hidrogênio detonada pelo homemteve um poder de destruição 4 000 vezes superior ao da bomba de Hiroshima.

História

Hans Albrecht Bethe(1906-2005) foi um dos responsáveis pela descrição de como afusão nuclearpodia produzir a energia que faz asestrelasbrilharem. Esta teoria foi publicada no seuartigoA Produção de Energia das Estrelas,publicado em1939,e que lhe valeu oprêmio Nobelem1967.

Hans Bethe tomou os melhores dados dasreações nuclearesexistentes e mostrou, em detalhe, como quatroprótonspoderiam ser unidos e transformados em umnúcleodehélio,libertando a energia que Eddington havia sugerido. O processo que Bethe elaborou no seu artigo, atualmente conhecido como oCiclo do carbono,envolve uma cadeia complexa de seis reações nucleares em queátomosdecarbonoenitrogênioagem comocatalisadorespara a fusão nuclear. Naquela época, osastrônomoscalculavam que a temperatura nonúcleo solarfosse de cerca de 19 milhões deKelvin,e Bethe demonstrou que, àquela temperatura, o ciclo do carbono seria o modo dominante de produção de energia.

Na mesma época, além de Hans Bethe, o físico alemãoCarl Friedrich von Weizsäcker(1912–2007) eCharles Critchfield(1910–1994) identificaram várias das reações de fusão nuclear que mantêm o brilho das estrelas.

A descoberta da fissão nuclear ocorreu a10 de dezembrode1938e foi descrita num artigo submetido aoNaturwissenschaftena22 de dezembrode 1938, pelos alemãesOtto Hahn(1879–1968) eFritz Strassmann(1902–1980) e pela austríacaLise Meitner(1878–1968).

O italianoEnrico Fermi(1901–1954) foi uma das pessoas mais importantes no desenvolvimento teórico e experimental da bomba atômica. QuandoBenito Mussolini(1883–1945) aprovou oManifesto della Razzaa14 de Julhode 1938, impondo leis racistas naItália fascista,Enrico decidiu aceitar o emprego oferecido pelaColumbia University,nosEstados Unidos.Ele e a sua família partiram deRomapara a cerimônia de entrega doPrémio Nobela Fermi em Dezembro de 1938 e nunca retornaram àItália.O Nobel foi-lhe dado por seu estudo sobre aradioatividadeartificial, com as suas experiências de bombardeamento deurâniocomneutrões,criando novoselementosmais pesados, e o seu aumento pela redução da velocidade dos neutrões. Fermi havia descoberto que quando ele colocava uma placa deparafinaentre a fonte de neutrões e ourânio,aumentava a radioactividade, pois aumentava a chance do neutrão ser absorvido pelo núcleo de urânio.

Em1934,o húngaroLeo Szilard(1898–1964) já haviapatenteadoa ideia dareação em cadeiae, a2 de dezembrode1942,Fermi conseguiu construir umamassa críticade U235/U238 não separados (na natureza somente 0,7% são do U235 que é ativo), usandografitepara reduzir a velocidade dos neutrões e acelerar a produção de neutrões secundários. Na experiência, ele utilizou barras decádmiocomo absorventes de neutrões para regular a experiência e produziu um crescimento exponencial do número de neutrões, isto é, uma reação em cadeia.

Em 1939, os físicos já sabiam queágua pesadaagia como ummoderador nuclear,isto é, redutor de velocidade dos neutrões, como a parafina. A água normal (leve) consiste de doisátomosdehidrogênio(H) e um átomo deoxigênio(O). Na água pesada, doisisótoposde hidrogênio,deutério,unem-se com o oxigênio. Água pesada é ainda hoje utilizada como moderador em reatores nucleares de urânio natural.

Em 1939, Szilard convenceuAlbert Einstein(1879–1955), um importante físico, com quem ele tinha trabalhado em1919emBerlim,a mandar uma carta para o presidente americanoFranklin Delano Roosevelt(1933–1945) sobre o desenvolvimento pelos alemães dearmas atômicase pedindo ao presidente que iniciasse um programa americano, que mais tarde se chamariaProjecto Manhattan,chefiado pelo americanoJulius Robert Oppenheimer(1904–1967), e levaria ao desenvolvimento do Los Alamos National Laboratory, aoteste Trinity,a16 de Julhode 1945, com a explosão da primeira bomba atômica emAlamogordo,noNovo México,e à construção das bombasLittle Boy(de 20 mil toneladas de T.N.T - 15 KiloTons) eFat Man,que seriam utilizadas emHiroshima e Nagasakiem6e9 de Agostode 1945.

O húngaroEdward Teller(1908–2003), sob protestos de Fermi e Szilard, chefiou o desenvolvimento da bomba de fusão de hidrogênio, que utiliza uma bomba de fissão como gatilho para iniciar a colisão do deutério com otrítio.A bomba de hidrogênio,Ivy Mike(com intensidade equivalente à detonação de 10,4 megatoneladas deT.N.T.) foi testada a31 de Outubrode1952,em Eniwetok.

A primeira bomba de hidrogênio explodiu durante uma experiência feita pelosEstados Unidos(Operação Ivy) em 1952. Detonou com uma força de dezmegatons,igual à explosão de dez milhões detoneladasde T.N.T., um forteexplosivoconvencional. A potência desta terrível arma mostrou ser 750 vezes superior à das primeirasbombas atômicase suficiente para arrasar qualquer grandecidade.

Albert Ghiorso(1915–2010), trabalhando naUniversidade da Califórnia em Berkeley,em Dezembro de 1952, descobriu um novoelementoao analisar resíduos da detonação daIvy Mike.Como homenagem para Albert Einstein, este novo elemento, demassa atômica99 natabela periódica,recebeu o nomeEinstênio.

Em1961,aUnião Soviéticaexperimentou a bomba mais poderosa até então concebida (apelidada deTsar Bomba), à qual foi atribuída uma força de 57 megatons. Inicialmente, a Tsar era uma bomba de 100 megatons. Porém, temendo que a explosão resultasse em uma tempestade radioativa que atingiria aEuropaou o próprio território russo, sua potência foi reduzida pela metade.

Já o teste nuclear mais potente realizado pelos Estados Unidos foi oCastle Bravo,realizado no dia1 de marçode1954.O projeto da bomba previa um rendimento de 6 Megatons, mas devido a um erro de cálculo, explodiu com uma força de 15 MT.

Até os dias de hoje, início doséculo XXI,ainda não é possível controlar a reação de fusão nuclear para aplicações pacíficas, como já é realizado como afissão nuclear.Um dos fatores que pesam contra o seu uso é a falta de uma maneira para se controlar temperaturas altíssimas (cerca de 100 milhões de graus Celsius).

Explicação científica

Na bomba de hidrogênio, um disparador de bomba atômica inicia uma reação defusão nuclearnumcomposto químicodedeutérioetrítio,produzindo instantaneamente ohélio-4,que por sua vez reage com o deutério. Porém, os cientistas militares foram mais além, no que diz respeito ao poder destrutivo da bomba, envolvendo-a emurânionatural. Os poderososneutrõeslibertos pela fusão causam depois uma explosão porfissão nuclearno invólucro de urânio.

Para que uma reação nuclear ocorra, as partículas precisam vencer aBarreira de Coulombrepulsiva entre aspartículas(descoberta porCharles Augustin de Coulomb,1736–1806), dada por$V={\frac {Z_{1}Z_{2}e^{2}}{R}}=1,44{\frac {Z_{1}Z_{2}}{R(fm)}}{MeV}$,enquanto aenergia cinéticaentre as partículas é determinada por uma distribuição develocidades de Maxwell-Boltzmanncorrespondente àenergia térmica$kT=8,62\times 10^{-8}T$

Para temperaturas da ordem de dezenas a centenas de milhões de graus, a energia média daspartículasinteragentes é muitas ordens de magnitudes menor do que a barreira Coulombiana que as separa. As reações ocorrem pelo efeito detunelamento quântico,proposto em 1928 pelo físico russo-americanoGeorge Gamow(1904–1968). As partículas com maior chance de penetrar a barreira são aquelas com a máxima energia na distribuição de Maxwell-Boltzmann (dada por${C}^{12}+4H\rightarrow C^{12}+{He}+2e^{+}+2\nu _{e}+\gamma$).

A explicação de von Weizäcker e Critchfield para as reacções de fusão nuclear que mantêm o brilho das estrelas é dada pela equação$4{H}\rightarrow {He}^{4}+e^{+}+\nu _{e}+\gamma$.Hoje em dia, o valor aceito para a temperatura do núcleo do Sol é de 15 milhões deKelvin,e a esta temperatura, como explicitado por Bethe no seu artigo, ociclo próton-prótondomina.

A liberação de energia pelo ciclo do carbono é proporcional à 20ª potência da temperatura, como explicitado em$\epsilon _{CNO}\propto T^{20}$,para temperaturas da ordem de 10 milhões de K, como no interior doSol.Já para ociclo próton-próton,a dependência é muito menor, com a quarta potência da temperatura, como explicitado em$\epsilon _{p-p}\propto T^{4}$.

Atualmente, sabe-se que oCiclo do carbonocontribui pouco para a geração de energia para estrelas de baixa massa como o Sol, porque as suas temperaturas centrais são baixas, mas domina para estrelas mais massivas.Rigel,por exemplo, tem temperatura central da ordem de 400 milhões de Kelvin. Quanto maior for a temperatura central, mais veloz será o próton, e maior a sua energia cinética, suficiente para penetrar a repulsão Coulombiana de núcleos com maior número de prótons.

Aastrofísicademonstrou que as leis físicas que conhecemos na nossa limitada experiência naTerrasão suficientes para estudar completamente o interior dasestrelas.Desde as descobertas de Bethe, o cálculo deevolução estelaratravés da união da estrutura estelar com as taxas de reações nucleares tornou-se um campo bem desenvolvido e astrônomos calculam com confiança o fim de uma estrela como o nosso Sol daqui a 6,5 bilhões de anos como umaanã branca,após a queima do hélio em carbono pela reacção$triplo-\$\alpha \$$,conforme em$3{He}^{4}\rightarrow {C^{12}}com\epsilon _{3\alpha }\propto T^{40}$,e a explosão de estrelas massivas comosupernovas.

Três átomos de hélio colidem, formando um carbono e liberandofótons.Sabemos com certeza que o Sol converte aproximadamente 600 milhões de toneladas dehidrogénioem hélio por segundo, mantendo a vida aqui naTerra.Esta energia produzida pelo Sol, de$\$L=3,847\times 10^{33}\$$ergs/s é equivalente a 5 bilhões de bombas de hidrogênio por segundo. Para comparar, a primeira bomba atômica, de urânio, chamada deLittle Boy,e que explodiu sobre a cidade deHiroshima,tinha uma potência de 20 mil toneladas de TNT (trinitrotolueno). Uma bomba de hidrogênio tem uma potência de 20 milhões de toneladas de TNT.

A fusão nuclear também ocorre no Sol, e na maioria das estrelas, onde são encontradas temperaturas de um milhão a dez milhões degraus Celsius.Como o Sol tem 4,5 bilhões de anos, ele não nasceu do material primordial (hidrogênioehélio) que preenchia oUniversocerca de 500 000 anos após oBig Bang,mas sim de material já reciclado. Este material passou alguns milhares de milhões de anos numa estrela que se tornou umasupergigantee explodiu como supernova, ejetando hidrogênio e hélio noespaço sideral,juntamente com cerca de 3% de elementos mais pesados, como carbono, oxigênio,enxofre,cloroeferroque tinham sido sintetizados no núcleo da supergigante, antes desta tornar-se uma supernova. O material ejetado começou a concentrar-se por algum evento externo, como a explosão de outra supernova ou a passagem de uma onda de densidade, e, com o aumento de sua densidade, as excitações por colisões atômicas e moleculares provocaram a emissão de radiação. Esta perda de energia por radiação torna a contração irreversível, forçando o colapso gravitacional. Asegunda lei da termodinâmicanos ensina que um processo que envolve um fluxo líquido de radiação é irreversível, já que há aumento da entropia, representada pela perda da radiação.

O conceito deentropiafoi formulado pelo físico matemático alemãoRudolf Julius Emanuel Clausius(1822–1888), e mede quão próximo do equilíbrio — isto é, perfeita desordem interna — um sistema está. A entropia de um sistema isolado só pode aumentar, e quando o equilíbrio for alcançado, nenhuma troca de energia interna será possível. Somente quando a temperatura da parte interna desta nuvem colapsante alcança cerca de 10 milhões de Kelvin, a contração é interrompida, pois então a energia nuclear é importante fonte de energia. O conceito de entropia está intimamente ligado ao conceito de calor. Quando um sistema recebe entropia (calor), ele recebe energia. Se um corpo a uma temperatura T recebe entropia (S), ele absorve energia (E) equivalente ao produto da temperatura pela entropia, conforme$\Delta E=T\Delta S$

A entropia (calor) pode ser transportada, armazenada e criada. A entropia é o transportador da energia em processos térmicos. Ela pode ser criada em processos irreversíveis, comoqueima,fricção,transporte de calor, mas não pode ser destruída. A quantidade de energia usada na criação de entropia é dita dissipada.

Quando 2 átomos de hidrogênio se transformam em deutério, no primeiro passo da fusão do hidrogênio ($2H\rightarrow D+e-+1,4MeV$), este 1,4 MeV corresponde a 1,6 ×10^10 cal/grama igual a 2 milhões de vezes a energia liberada na combustão de umgramadecarvão.

Notas

A unidade de calor é chamadaCarnot(Ct, igual a 1 Joule/Kelvin), em honra ao físico francêsNicolas Léonard Sadi Carnot(1796–1832). 1 Ct é a quantidade de calor necessária para derreter umcentímetro cúbicodegelo.

Ver também

• Arma radiológica
• Bomba atômica
• Bomba de nêutrons
• Bomba suja
• Fusão aneutrônica
• Stellarator(reator de fusão nuclear)
• Tokamak(reator de fusão nuclear)
• Tsar Bomba

Ligações externas

• Artigo sobre a Bomba de Hidrogênio e a Bomba Nuclear, com a História e Notas Explicativas