Urânio na Terra
A descoberta do urânio, o elemento metálico natural mais pesado (o hidrogénio é o mais leve), foi descoberto na Terra por Klaproth em 1789, mas a sua origem ainda não é totalmente compreendida.
O urânio é facilmente encontrado na crosta terrestre. Cerca de 500 vezes mais abundante que o ouro e tão comum como o estanho, está presente na maioria das rochas e nos solos, assim como em rios e oceanos. Algumas áreas à volta do globo terrestre apresentam concentrações de urânio nos solos suficientemente elevadas, para que a sua extracção, para uso como combustível nuclear, seja economicamente aceitável. Em média, a abundância do urânio em meteoritos é de cerca de 0,008 ppm (partes por milhão), a abundância na crosta continental é de cerca de 1,4 ppm. A concentração de urânio é muitas vezes expressa em termos de óxido de urânio (U3O8), que é aproximadamente a composição química dos óxidos de urânio que ocorrem normalmente na natureza. Mas mais uma vez nos ocorre, donde veio o urânio que extraímos da Terra? A resposta está nas estrelas...
Introdução à Fusão Nuclear
A fusão nuclear é um processo de produção de energia que tem lugar continuamente, no Sol e nas estrelas. Vários tipos de fusão nuclear são possíveis, dependendo da massa da estrela em questão, uma vez que esta terá um papel importante nos produtos finais da fusão. No centro do Sol, para temperaturas entre 10 a 15 milhões de graus Celsius, o hidrogénio (H) é convertido em hélio (He) fornecendo energia suficiente para promover a vida na Terra. O Sol é composto por cerca de 70% de H e 28% de He, além de outros elementos mais pesados que existem em menor quantidade. As enormes temperaturas e pressões que reinam no núcleo do Sol provocam a colisão e a fusão dos núcleos de H. A fusão do hidrogénio para as temperaturas semelhantes às que ocorrem no nosso Sol, envolvem as seguintes reacções contendo positrões (e+), neutrinos (υ) e raios gama (γ).
Na primeira reacção, dois núcleos de hidrogénio colidem entre si, levando à formação de um núcleo de deutério (hidrogénio com um protão e um neutrão no seu núcleo, representado por 2H) com a libertação de um neutrino, e de um positrão (representado por e+).
Posteriormente, o deutério (2H) junta-se a mais um núcleo de hidrogénio (1H), criando assim um núcleo de hélio-3, representado (3He) com libertação de raios gama (γ)
Ambos os processos podem ocorrer: uma nova colisão do núcleo de hélio-3 com um núcleo de hidrogénio ou a colisão de dois núcleos de hélio-3, tendo como produto final comum o núcleo de hélio-4.
Estas reacções fazem parte do ciclo protão-protão .
Trata-se de uma forma resumida do processo, onde se verifica que partindo de núcleos de hidrogénio (H) obtêm-se núcleos de um novo elemento, o hélio (He), além de positrões (de carga contrária aos electrões) e de neutrinos. Esta reacção não regista no entanto um dos factores mais importantes neste processo... A libertação dos raios gama, que faz deste processo uma fonte de elevada energia. É a partir do hidrogénio que o Sol obtém a sua energia através de reacções de fusão nuclear, que convertem em cada segundo 600 milhões de toneladas de H em 596 milhões de toneladas de hélio. A diferença existente, de cerca de 4 milhões de toneladas é convertida directamente em energia.
É o que acontece para o Sol e para estrelas com massa idêntica. Estas estrelas não possuem massa suficiente para que se iniciem reacções de fusão nuclear que transformem o He em elementos mais pesados. Por isso, vão-se contraindo e transformando todo o seu H em He. Será este o destino do nosso Sol. Desde que nasceu como estrela, já se passaram cerca de 4,5 biliões de anos e estima-se que ainda viva cerca de 4,5 biliões de anos, antes de se tornar numa gigante vermelha e logo depois numa anã branca.
Mas para estrelas com "massa média", ou seja, com massas compreendidas entre 4 a 8 massas solares, a estrela tem um caminho diferente a percorrer. Como a sua massa é muito grande, durante a contracção, após a fusão do H em He, as suas condições de pressão e temperatura no seu interior atingem valores suficientes para que se iniciem reacções de fusão nuclear. Há transformação do He em carbono (C), originando deste modo uma nova fonte de energia. É o caso da estrela Sirius que através do ciclo da fusão do carbono obtém quase toda a sua energia. Quando se esgotar o He do seu centro, o esfriamento provocará uma nova contracção. Se a massa for suficientemente grande, essa contracção poderá aquecer tanto o interior da estrela que novas reacções de fusão nuclear ocorrerão, transformando o C em oxigénio (O), uma nova fonte de combustível. Esta estrela fica assim sujeita a uma sequência de expansões e contracções, durante as quais ocorrerão fusões nucleares de elementos cada vez mais pesados, com consequente libertação de energia. Da massa da estrela dependerá então o tipo de elemento químico que se obterá no seu interior. Mas há um limite para estes elementos químicos: o limite do ferro (Fe). A "construção" de elementos mais pesados através das fusões nucleares nas estrelas é limitado para os elementos abaixo do Fe, uma vez que a fusão do Fe, e de elementos mais pesados que este, iria subtrair energia à reacção em vez de a originar.
Mas uma estrela que tenha um temperamento explosivo irá ter um fim diferente. Para algumas estrelas, quando atingem a fase da fusão do He, a geração de energia pode ser tão intensa que a camada de atmosfera estelar não consegue transportar, para fora do núcleo, a energia gerada. A temperatura e a pressão, no seu interior crescem assustadoramente, até que a pressão gravitacional não consegue mais suportar a pressão térmica, e a estrela explode, ejectando grandes quantidade de matéria e luz, fenómeno conhecido por supernova. Esta fase de uma estrela, que se apresenta para nós de rara beleza, é o anúncio do seu fim, mas o princípio de novos elementos, e por sua vez, de novos compostos químicos. Durante a explosão de uma supernova, a matéria ejectada atinge velocidades muito grandes, cerca de 10000km/s, permitindo que eventuais colisões entre as suas partículas originem fusões nucleares de elementos mais pesados tais como o ferro (Fe), chumbo (Pb), ouro (Au), urânio (U) entre outros.
Remanescente de supernova M1 em Touro (NGC 19522)
E é então deste modo que o urânio aparece entre nós. Durante milhões e milhões de anos, estas explosões trouxeram até nós vários elementos químicos pesados, que de outro modo não seria possível obter naturalmente. A sua existência no meio interestelar e nas nebulosas, devido às supernovas, permitiu que estes elementos estivessem presentes aquando a formação do nosso Sistema Solar, aparecendo assim na composição das novas estrelas e dos novos planetas, entre eles, a Terra!http://www.geocities.com/jmota_pt/quidvu.html
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