FISSÃO E FUSÃO NUCLEAR

O que significa?!

Para compreender a produção de energia nuclear e o seu processo, há primeiro que conhecer e perceber dois processos: a fissão e a fusão nucleares.

Na fissão (ou cisão) nuclear, um átomo de um qualquer elemento é dividido, produzindo dois átomos de menores dimensões de elementos diferentes.

A fissão de urânio235, por exemplo, liberta uma média de 2,5 neutrões por cada núcleo dividido. Por sua vez, estes neutrões vão rapidamente causar a fissão de

mais átomos, que irão libertar mais neutrões e assim sucessivamente, iniciando uma auto-sustentada série de fissões nucleares, à qual que se dá o nome de reacção em

cadeia, a qual resulta na libertação contínua de energia.Curiosamente, quando a massa total dos produtos da cisão 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 que se perde durante o processo em cadeia: Einstein demonstrou que massa e energia são as duas equivalentes. Portanto, a massa perdida durante a cisão reaparece sob a

forma de energia. Einstein resumia esta equivalência na famosa equação

E=mc2

Nesta equação, E é a energia, m a massa e c a velocidade da luz. Uma vez que c é muito grande (300 mil quilómetros por segundo), E será realmente muito grande,

mesmo quando se perde apenas uma pequena porção de massa.Na Fusão Nuclear o processo é precisamente inverso. Dois ou mais núcleos atómicos juntam-se e formam um outro núcleo de maior número atómico. A fusão nuclear requer muita energia, mas geralmente liberta muito mais energia que a 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)

geralmente libera energia, e com elementos mais pesados consome.No Sol é um reactor de fusão natural. O principal tipo de fusão que ocorre no interior das estrelas, como o próprio Sol, é do de Hidrogénio em Hélio, onde quatro protões fundem-se numa partícula alfa (um núcleo de hélio), liberando dois positrões, dois

neutrinos e energia. Mas dentro desse processo ocorrem várias reacções individuais, que variam de acordo com a massa da estrela. Para estrelas do tamanho do sol ou

menores, a cadeia protão-protão é a reação dominanteÉ de notar que há conservação de energia e, portanto, se pode calcular a massa dos

quatro protões e o núcleo de hélio, e subtrair a soma das massas das partículas iniciais daquela do produto desta reacção nuclear para calcular a massa/energia emitida.

Utilizando a equação E=mc2, pode calcular-se 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. Foi este fato que levou muitos engenheiros e cientistas a iniciar projectos para o desenvolvimento de reactores de fusão para gerar electricidade. (por exemplo, a fusão com poucos cm3 de deutério e um isótopo de hidrogénio, produziria uma energia equivalente àquela produzida pela queima de 20 toneladas de carvão, o que pode significar uma grande vantagem para este tipo de produção de energia).

RADIAÇÃO DOSOL

Densidade média do Fluxo EnergéticoA densidade média do fluxo energético proveniente da radiação solar é de 1367 W/m2,(watt=1 jaule.

O trabalho para produzir a energia de um watt continuamente por um segundo; ou um watt segundo ,com W·s. Assim, um quilowatt-hora corresponde a 3.600.000 joules) quando medida num

plano perpendicular à direcção da propagação raios solares sito no topo da atmosfera terrestre. Aquele valor médio, designado por constante solar, foi adoptado como padrão pela

Organização Meteorológica Mundial, isto apesar de flutuar umas tantas partes por mil de dia para dia e de variar com a constante alteração da distância da Terra ao Sol que resulta da elipticidade da órbita terrestre.do Sol (cromosfera e coroa solar), as quais apresentam pontos quentes e frios em

constante mutação, para além das erupções cromosféricas e todos os outros fenómenos se traduzem na formação das manchas solares e na complexa dinâmica dos ciclos solares.

A quantidade total de energia recebida pela Terra é determinada pela projecção da sua superfície sobre um plano perpendicular à propagação da radiação (π R2, onde R é o raio da Terra). Como o

planeta roda em torno do seu eixo, esta energia é distribuída, embora de forma desigual, sobre toda a sua superfície (4 π R2). Daí que a radiação solar média recebida sobre a terra, designada por insolação seja 342 W/m 2, valor correspondente a 1/4 da constante solar. O valor real recebido à superfície do planeta depende, para além dos factores astronómicos ditados pela latitude e pela

época do ano (em função da posição da Terra ao longo da eclíptica), do estado de transparência da atmosfera sobre o lugar, em particular da nebulosidade.

A radiação solar é geralmente medida com um piranómetro ou com um piréliometro, ou mais recentemente com recurso a radiómetros capazes de registar a composição espectral e a energia

recebida.

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