Definições e características gerais de reações termonucleares

Apresentação em tema: "Definições e características gerais de reações termonucleares"— Transcrição da apresentação:

1 Definições e características gerais de reações termonucleares
Denise Godoy

2 Definições e características gerais de reações termonucleares
Explicando o universo Definições e características gerais de reações termonucleares Fonte de energia nuclear Seção de choque Taxa de reação estelar Reações diretas e inversas

3 Reações termonucleares
Gás interestelar condensa e sua temperatura aumenta. Quando a temperatura e densidade no centro torna alta o suficiente, começa a queimar Hidrogênio. A energia liberada estabiliza a estrela até a exaustão do combustível nuclear. A estrela contrai até que a temperatura e densidade tornam-se altas o suficiente para iniciar novamente o processo.

4 Fonte de energia nuclear
O núcleo de massa MN é composto de Z prótons com massa ZMP e N nêutrons com massa NMn A massa atômica é dada por: massa equivalente à energia de ligação dos elétrons ao núcleo

5 Fonte de energia nuclear
A massa total do núcleo é menor do que a soma das massas dos nucleons constituintes: A diferença de massa foi convertida em energia para manter o próton e o nêutron ligados.

6 Fonte de energia nuclear
Estabilidade dos núcleos do grupo do ferro (Cr,Mn, Fe,Co,Ni). Energia nuclear pode ser liberada pela combinação de núcleos (fusão) ou pela divisão de núcleos (fissão).

7 Fonte de energia nuclear
A reação nuclear pode ser escrita simbolicamente por: Através da conservação de energia obtem-se o valor do Q da reação, definido por: Q > 0 reações espontâneas Q < 0 a reação precisa de uma energia mínima igual a Q para ocorrer

8 Seção de choque Associação de uma área geométrica ao núcleo, que é diretamente proporcional à probabilidade de interação com um projétil. Classicamente, a seção de choque é dada por: Verificou-se experimentalmente que o raio nuclear depende do número de massa através da relação: onde R0  1,3 x cm.

9 Seção de choque 1H + 1H  = 0,2 x cm2 1H + 238U  = 2,8 x cm2 238U + 238U  = 4,8 x cm2 1 barn (b) = cm2 Devido às reações nucleares serem governadas pelas leis da mecânica quântica, a seção de choque é dada por: onde

10 Taxa de reação estelar Considere um gás estelar com Nx partículas/cm3 do tipo X e Ny partículas/cm3 do tipo Y, com velocidade relativa v. Considere o núcleo X como sendo o projétil com velocidade v. Cada projétil vê uma área efetiva F igual a: O número total de ocorrência de reações depende do fluxo J de partículas incidentes:

11 Taxa de reação estelar A taxa de reação total é dada por: onde

12 Distribuição de Maxwell-Boltzmann
A distribuição de velocidades de um gás estelar pode ser descrita pela distribuição de velocidade de Maxwell-Boltzmann: Que pode ser reescrita por:

13 Distribuição de Maxwell-Boltzmann
A taxa de reação estelar pode ser escrita como: onde:

14 Distribuição de Maxwell-Boltzmann
Que resulta em : Utilizando a energia do centro de massa, a equação fica:

15 Reações inversas Em baixas temperaturas, ocorrem predominantemente reações diretas. Em altas temperaturas estelares, o número de partículas com energia E  Q diminui e o processo inverso torna-se significativo.

16 Reações inversas No exemplo de reação direta, a seção de choque é dada por: 1 3 2 4 Reflete o caráter quântico da seção de choque. Fator estatístico dos estados do núcleo composto. A seção de choque é duplicada para partículas idênticas no canal de entrada. Dependência da força envolvida no processo.

17 Reações inversas Por analogia, para as reações inversas:
As matrizes são idênticas exceto pela ordem reversa, que reflete o fato dos processos terem direções inversas. Em geral, as leis que governam reações não mudam quando a direção das reações é invertida.

18 Reações inversas A taxa de reação estelar fica: onde

19 Produção de energia A produção total de energia é dada pela multiplicação do valor Q pela taxa de reação: em ergs s-1cm-3 Geralmente, essa equação é escrita numa forma envolvendo a densidade de matéria estelar: em ergs s-1g-1 A produção de energia numa estrela é dada por: