Definições e características gerais de reações termonucleares Denise Godoy

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

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.

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

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.

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).

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

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 10-13 cm.

Seção de choque 1H + 1H  = 0,2 x 10-24 cm2 1H + 238U  = 2,8 x 10-24 cm2 238U + 238U  = 4,8 x 10-24 cm2 1 barn (b) = 10-24 cm2 Devido às reações nucleares serem governadas pelas leis da mecânica quântica, a seção de choque é dada por: onde

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:

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

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:

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

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

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.

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.

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.

Reações inversas A taxa de reação estelar fica: onde

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: