Aula :
Radioatividade II
“Crede em Deus, crede também em mim.
Há muitas moradas na casa de meu Pai.”
I. O Carbono – 14 e a Fotossíntese
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Além das transformações naturais por decaimento, existem reações nucleares que envolvem o
choque de núcleos atômicos com partículas subatômicas, como os nêutrons. Esses podem ser
gerados em laboratórios (processo artificial) ou por processos naturais, como as reações solares.
Os nêutrons produzidos pelo Sol e por outras estrelas percorrem o espaço cósmico alcançando a
Terra e constituindo a radiação cósmica ou radiação de fundo.
Os seres vivos estão em equilíbrio com as radiações dessa natureza. Em outras palavras, o
metabolismo de plantas e animais incorpora em seus mecanismos e em suas reações a presença
de tais partículas, não havendo prejuízo à vida.
Uma pequena quantidade de 14𝐶 é produzida na atmosfera a partir de uma reação nuclear que
envolve nêutrons de origem cósmica e nitrogênio – 14, que é abundante na atmosfera.
Podemos representar essa equação da seguinte forma:
14
7𝑁
•
+
1
0𝑛
14
𝐶
+
1
−1𝑝
Na sequência, o isótopo de C – 14 reage com o oxigênio atmosférico, transformando-se em gás
carbônico radioativo ( 14𝐶𝑂2 ).
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As plantas, por realizarem fotossíntese, acabam incorporando o 14𝐶𝑂2 no processo de produção
de açúcar. Portanto, todas as plantas contêm uma pequena quantidade de 14𝐶 em relação ao 12𝐶
(não-radioativo).
Na manutenção da cadeia alimentar, o carbono – 14 vai sendo transferido e distribuído entre
todas as espécies que participam da cadeia.
Assim sendo, vegetais e animais, quando morrem, cessa a troca de carbono – 14 com o meio. A
partir desse instante, começa a diminuição da taxa de 14𝐶, uma vez que o isótopo decai por
emissão beta, segundo a equação:
14
6𝐶
•
14
7𝑁
+
0
−1𝛽
Essa propriedade é utilizada para determinar a idade de fósseis ou de objetos antigos feitos a
partir de seres vivos.
II. A Datação de Objetos Antigos e Fósseis Medidos pelo Método
do Carbono – 14
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Este método foi proposto por Willard Frank Libby (1908-1980). O processo consiste em comparar
a quantidade de 14𝐶 existente em seres vivos com a quantidade de 14𝐶 contida em fósseis de
origem animal ou vegetal como: pedaços de tecidos, fragmentos de couro, madeira, pergaminhos
e outros, desde que contenham carbono.
A eficácia dessa técnica apoia-se em dois pressupostos. O primeiro reside na ideia de que,
enquanto em vida, a espécie animal ou vegetal está em constante atividade, consumindo e
eliminando 14𝐶𝑂2 (radioativo) junto com o CO2 (não-radioativo). O segundo propõe que com a
morte cessam todas as atividades vitais, dando lugar a algumas atividades químicas e à
continuidade do decaimento de 14𝐶 por emissão beta.
Portanto, os seres vivos mantêm constante a taxa de 14𝐶, que, após a morte, vai diminuindo
paulatinamente.
Considere que um vegetal vivo tenha uma quantidade de C – 14 praticamente constante em sua
estrutura. Quando um fóssil é encontrado, o primeiro passo é detectar a quantidade de C – 14
presente e compará-la com a quantidade de C – 14 na planta viva.
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Suponha que o fóssil tenha 25% da quantidade do isótopo de carbono radioativo que deveria ter
quando ainda era vivo. Isso significa que, desde o instante em que morreu, o C – 14 reduziu sua
atividade a 25%. Portanto, passaram-se duas meias-vidas. Esquematicamente, temos:
(BIANCHI et al – Universo da Química)
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A meia-vida do carbono radioativo é de 5720 anos, portanto o suposto fóssil teria
aproximadamente 11440 anos.
Como todo processo, este também tem suas limitações e torna-se insuficiente para datações que
envolvam tempos geológicos, como a idade da Terra, por exemplo.
III. A Bomba Atômica
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Em 1938, foi descoberta a fissão nuclear, processo que consiste genericamente em bombardear
com nêutrons um núcleo atômico pesado. Desse choque resultam outros átomos radioativos,
mais nêutrons e uma grande quantidade de energia, que é liberada para o ambiente.
(BIANCHI et al – Universo da Química)
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No início dos anos 40 do século XX, as universidades americanas de Berkeley e Chicago
dispunham de laboratórios muito sofisticados e de muito dinheiro para investir em projetos
destinados à síntese de novos elementos químicos (elementos artificiais). Os físicos da época já
conheciam bem as quantidades de energia envolvidas em transmutações radioativas naturais,
como as emissões alfa e beta e os raios gama.
Nesse mesmo período, o mundo estava imerso na Segunda Guerra Mundial e algumas nações
buscavam a criação de uma arma capaz de mostrar sua supremacia.
Todos esses fatores contribuíram para o desenvolvimento de um projeto - a confecção da
primeira bomba atômica. A elaboração desse plano recebeu o nome de Projeto Manhatan. Esse
projeto resumia-se na construção de um poderoso artefato nuclear cujos efeitos fariam inimigos
se renderem e reconhecerem a força e o poder da potência que o deflagrou.
Para que o desenvolvimento da bomba fosse possível, seria necessário conseguir produzir
nêutrons em seu interior. Essa produção tornou-se garantida por uma mistura de polônio (Po –
210) e berílio (Be – 9), que por meio de decaimentos naturais acabam produzindo os nêutrons
necessários para o início da fissão.
A equação do decaimento do Po – 210 é representada por:
210
84𝑃𝑜
4
2𝛼
+
206
82𝑃𝑏
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A partícula alfa emitida pelo Pb – 210 choca-se com o Be – 9 segundo a equação:
9
4𝐵𝑒
•
•
•
+
4
2𝛼
12
6𝐶
+
1
0𝑛
A produção do nêutron na segunda equação permite o início da fissão, porém não garante a
explosão nuclear. É necessário que a quantidade de U – 235 constitua um mínimo de material
denominado “massa crítica”.
A massa crítica é a quantidade mínima de material físsil que evita o escape dos nêutrons
produzidos no processo em cadeia, de modo a mantê-los no interior da massa explosiva, a fim de
garantir a reação auto-sustentável.
No caso de transporte e utilização de uma bomba atômica, o material físsil (U – 235 ou Po – 210)
é mantido em compartimentos isolados abaixo da massa crítica. Tecnicamente essas duas partes
irão chocar-se no interior da bomba pela ação de explosivos comuns, dando início à explosão
nuclear.
(BIANCHI et al – Universo da
Química)
IV. A Explosão Nuclear e suas Condições
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Na manhã de 16 de julho de 1945, no deserto de Alamogordo, no Estado do Novo México, os
Estados Unidos realizaram a primeira explosão nuclear. Poucos dias depois, em 6 de agosto de
1945, detonaram a bomba de U – 235 (Little Boy) sobre Hiroshima, e em 9 de agosto de 1945, a
bomba Pu – 239 (Fat Man) sobre Nagasaki.
(BIANCHI et al – Universo da Química)
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As bombas de U – 235 e Pu – 239 utilizaram-se do processo de fissão quebrando o núcleo
atômico pelo choque de nêutrons e produzindo uma grande quantidade de energia. A fissão do U
– 235 pode ser equacionada do seguinte modo:
235
92𝑈
•
+
1
0𝑛
140
56𝐵𝑎
+
93
36𝐾𝑟
+
3 10𝑛
Da equação podemos inferir que cada nêutron (n) que se choca com o U – 235 produz três
nêutrons como produto da fissão, que, por sua vez, se comportam da mesma maneira, num
processo em cadeia. Considerando-se que os outros três núcleos de U – 235 irão sofrer fissão,
gerando três novos nêutrons cada um, o processo avança em progressão geométrica.
(BIANCHI et al –
Universo da Química)
V. O Processo de Fusão Nuclear
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Supõe-se que o Sol produza energia por meio de reações de fusão nuclear entre isótopos de
hidrogênio , isto é, a fusão de dois isótopos do hidrogênio para formar um isótopo de hélio.
3
1𝐻
•
•
•
•
+
2
1𝐻
4
2𝐻𝑒
+
1
0𝑛
+
8,6 . 108 kJ por grama de deutério
Uma vez conhecida a quantidade de energia do processo acima, podemos compará-la com a
quantidade de energia liberada na fissão do U – 235 (8,5 . 107 kJ). Conclui-se que 1g do isótopo
de deutério, durante o processo da fusão, produz dez vezes mais energia que 1g de U – 235 no
processo de fissão nuclear.
Mediante o que foi exposto, surge uma pergunta: por que não se utilizar o processo de fusão em
usinas nucleares, uma vez que o método produz mais energia e, além disso, os produtos da
fusão não são poluidores ?
A resposta é simples. Para que as reações de fusão se realizem, é necessário que a temperatura
inicial da reação atinja valores da ordem de 10 000 000 ºC, o que representa uma quantidade
muito grande de energia. Essa quantidade de energia poderia ser obtida a partir do processo de
fissão, mas, até o momento, esbarra em barreiras econômicas.
As bombas atômicas que recorrem ao princípio de fusão são denominadas bombas de
hidrogênio ou bombas termonucleares.
VI. Energia Nuclear
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As usinas hidrelétricas utilizam quedas d’água para a transferência da energia cinética da água
para as turbinas. Estas, por sua vez, fazem movimentar os geradores, que produzem energia
elétrica, a qual é transportada por cabos e fios até o consumidor.
Em outras situações as turbinas podem ganhar movimento pela ação do vapor d’água. É o caso
das usinas termoelétricas. Nelas, o carvão ou o petróleo são utilizados como fontes de energia
para a produção do vapor, que é obtido a partir da água aquecida e depois expulso pela
continuidade do processo. As demais etapas acontecem de modo semelhante ao utilizado nas
hidrelétricas. A diferença entre os dois tipos de usinas está na fonte de energia que faz girar as
turbinas.
VI.1. Usina Nuclear
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As usinas nucleares também produzem calor para aquecer a água e vaporizá-la, porém o
“combustível” é o material radioativo que sofre fissão nuclear, liberando, desse modo, grandes
quantidades de energia.
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Os isótopos físseis (U – 235 e Pu – 239) são utilizados no processo respeitando técnicas que
permitem a utilização da energia da fissão sem que haja risco de reações explosivas.
Podemos associar essa ideia de controle ao processo usado na combustão em fogões, cujos
bicos queimam o gás aos poucos, sem risco de explosão.
O material radioativo mais utilizado nas usinas é o urânio. Ele ocorre naturalmente na crosta
terrestre e é extraído na forma de minérios (urânio combinado com outros elementos, cuja
extração é economicamente viável). Os átomos de urânio existem em duas formas isotópicas
naturais, o U – 235 e o U – 238, cujas porcentagens de ocorrência são, respectivamente, 0,7% e
99,3%.
De acordo com o tipo de usina nuclear, pode-se usar o elemento urânio como combustível na
forma natural ou, ainda, enriquecê-lo no sentido de aumentar a porcentagem do isótopo U – 235.
O enriquecimento do urânio consiste na retirada de parte do U – 238 de sua composição natural,
elevando a quantidade do U – 235 a 3% e reduzindo a quantidade de U – 238 a 97%.
VI.2. Os Princípios de Funcionamento da Usina
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Conforme já visto, as explosões de bombas atômicas dependem da existência de reações em
cadeia em que um nêutron atinge o núcleo do U – 235, produzindo dois novos átomos-filhos e
três nêutrons. Os três nêutrons dão continuidade ao processo chocando-se com três outros
núcleos de urânio.
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Nas usinas, o processo de reação em cadeia é dificultado de tal modo que apenas um nêutron dê
continuidade à reação, que, assim, é mantida à taxa constante, não havendo explosão.
Junto com a fração combustível existem isótopos de U – 238, que também absorverão nêutrons
sem , contudo, sofrerem fissão. A estrutura do ambiente onde ocorre a fissão do urânio (reator da
usina) também captura nêutrons e, além disso, a água que circula no interior do reator acaba
servindo também como receptora de nêutrons.
A planta da usina mostra que o reator é mantido isolado por paredes de aço e concreto, conforme
ilustra a figura abaixo.
(BIANCHI et al –
Universo da Química)
VI.3. Armazenamento do Lixo Radioativo
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Até o momento, tratamos apenas da questão do funcionamento de um reator nuclear, porém é
necessário considerar outros problemas tão significativos quanto a própria usina nuclear.
Um deles refere-se à extração e preparação do urânio e outro, aos produtos e rejeitos que
aparecem no reator e que devem ter um destino seguro para não por em risco a vida no planeta.
Os projetos de extração do urânio a partir dos seus sais minerais mostra que são necessárias 90
mil toneladas de minério para se obterem 100 toneladas de urânio puro. Ainda que essa
quantidade seja suficiente para manter a usina durante 1 ano e com a potência de 1000 MW,
temos o resto do processo de mineração, que corresponde a 88 820 toneladas de minerais não
aproveitados, cuja massa contém radônio, um gás produzido pela desintegração natural do U –
238. Esse gás é cancerígeno e torna-se concentrado no ambiente de extração e processamento
do minério de urânio.
Um reator nuclear deve ser construído sob normas rígidas de segurança, longe de povoações; 20
km de distância mínima entre o reator e os centros urbanos para que, no caso de acidente, os
habitantes recebam o mínimo do limite tolerável de radiações até que tenham tempo de
abandonar o local.
A dispersão dos poluentes conta com as condições meteorológicas, de modo a minimizar ou não
os efeitos sobre as populações próximas.
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Em se tratando dos produtos do reator, devemos levar em consideração que, como toda máquina
alimentada por combustível, o reator precisa ser reabastecido. A questão é saber que destino é
dado ao urânio substituído no reator.
Os produtos radioativos da fissão do U – 235 nos reatores atômicos, acrescentados ao polônio,
constitui o que se chama de rejeitos de alto nível. Isso se deve à própria natureza dos isótopos
produzidos no reator, que, por terem meias-vidas muito longas, necessitam de reservatórios
invólucros ou tonéis de um determinado tipo de material para evitar a contaminação do solo, da
água e da atmosfera. A questão é que esses tipos de materiais resistentes e duráveis ainda não
foram descobertos. Os programas de destino do lixo nuclear requerem maiores cuidados quanto
à escolha dos locais em que esse lixo será depositado. Deve-se levar em consideração o tempo
durante o qual ficará armazenado, uma vez que as meias-vidas dos materiais que o constituem
são muito longas.
Segundo os especialistas no assunto, ainda não há uma forma ideal para se tratar com absoluta
segurança os rejeitos radioativos das usinas nucleares, principalmente se levarmos em conta que
eles são responsáveis por 90% da radioatividade artificial.
Provisoriamente, são usadas algumas técnicas para o armazenamento desses rejeitos; porém,
elas não nos dão garantia de por quanto tempo os depósitos serão capazes de resistir.
• Escolha de locais sem falhas geológicas e sem a presença de abalos sísmicos.
• Perfuração de poços em rochas nos quais é introduzido o rejeito devidamente lacrado em
tonéis de aço inoxidável ou de cobre de modo a resistirem por mais tempo à corrosão.
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Cobertura dos poços com concreto e argila, que se mostra um bom material para isolamento
em relação às emissões radioativas.
VII. Nucleossíntese
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Em 1929, o astrônomo americano Edwin Hubble, ao estudar a luz emitida pelas estrelas,
constatou que elas estão se afastando de nós, contrariando o que se pensava até então.
Concluiu que vivemos não em um universo estático, mas sim em expansão. Ao se observar que
as galáxias estão se afastando umas das outras, somos levados a crer que, no passado, elas
estariam bem próximas e que toda a matéria e a energia existentes no universo estariam
concentradas em um só lugar.
Em 1946, o cientista Guiorgui Camov propôs a teoria da grande explosão, o big-bang, sugerindo
que o universo teria nascido há 15 bilhões de anos a partir de uma concentração de matéria
extremamente quente e densa, num espaço infinitesimal. Teoricamente, esse início seria
estabelecido como a origem do tempo e do universo e justificaria a expansão das galáxias.
A grande diversidade de substâncias em nosso ambiente deve-se à formação dos elementos
químicos a partir da matéria liberada durante o big-bang. A síntese desses elementos ou
nucleossíntese é entendida hoje pelos cientistas em termos de reações nucleares. Na
constituição de um modelo de nucleossíntese, a evolução cosmológica deve ser consistente com
o observado nas matérias que compõem o universo.
(BIANCHI et al Universo da Química)
VII. A Nucleossíntese Cosmológica
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Logo após a grande explosão, prótons e nêutrons combinaram-se para formar núcelos mais
complexos sob forças de atração nuclear. Depois, os nêutrons se desintegraram em prótons (p),
elétrons (e-) e neutrinos (ν):
1
0𝑛
•
1
1𝑝
+
0 −
−1𝑒
+
0
0𝜈
Os prótons e os nêutrons que não reagiram no big-bang formaram a grande quantidade de
hidrogênio e hélio existentes no universo atual. Esses dois elementos constituem cerca de 98%
dos elementos naturais.
VI.4. A Evolução Estelar
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•
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Após o big-bang, a poeira cosmológica era constituída por átomos de hélio e hidrogênio em
quantidade suficiente para expandir o universo.
Uma grande quantidade de matéria condensou-se como pó, formando estrelas embrionárias que,
associadas à compressão gravitacional, provocaram um reaquecimento dessa matéria, cujo
núcleo se encontrava à temperatura de 10 milhões de K e densidade de 1014 g/cm3. É importante
dizer que somente o núcleo das estrelas atinge densidades e temperaturas elevadas como as
apresentadas. Por exemplo, a temperatura da superfície do Sol é de cerca de 5700 K, mas a de
seu núcleo pode atingir 14 000 000 K.
Quando o interior de uma estrela como o Sol atinge altas densidades e temperaturas, os prótons
ali existentes adquirem energia cinética suficiente para superar suas mútuas repulsões elétricas e
iniciar reações nucleares. Esse processo é característico de cerca de 90% das estrelas.
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Átomos de hidrogênio se convertendo em hélio e outras variações são possíveis, dependendo da
temperatura e da composição do interior da estrela. A energia liberada por grama de hidrogênio
na formação de hélio é cerca de 1011 J, vinte milhões de vezes maior que a energia produzida na
queima de um grama de carbono.
VI.5. Estrelas Vermelhas Gigantes
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Quando uma estrela mostra-se velha, ela passa a apresentar duas camadas distintas: um interior
constituído do hélio produzido pela fusão nuclear e uma região mais externa constituída
basicamente do hidrogênio que não reagiu.
Na região compreendida entre o interior da estrela e a camada mais externa, as fusões nucleares
continuam e as reações entre núcleos de hélio dão origem a novos elementos, como o lítio, o
berílio e o boro. Estes, tão logo são formados, se desintegram pela elevada temperatura de
alguns milhões de graus. Essa é a razão pela qual existe pequena quantidade desses elementos
no universo.
Se a massa da estrela for suficientemente grande, a força gravitacional fará seu interior começar
a se contrair, aumentando substancialmente a temperatura e a densidade. Isso faz com que a
parte mais externa da estrela se expanda demais, dando origem a um novo estágio, chamado
fase de gigante vermelha.
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As estrelas que não possuem massa suficiente para atingir o estágio de gigante vermelha
acabam consumindo todo o hidrogênio combustível que possuem e não passam por essa etapa
evolutiva. Elas se tornam então anãs brancas, o último estágio evolutivo de uma estrela de
pequeno porte, representando o seu fim.
Durante a fase de gigante vermelha, um novo tipo de reação torna-se possível: elementos mais
pesados, como o carbono e o oxigênio, são agora produzidos a partir do hidrogênio e do hélio,
podendo a estrela assim permanecer por dezenas de milhões de anos.
VI.6. Nucleossíntese Explosiva – Estrelas de Grande Massa
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Passada a fase de gigante vermelha, as estrelas apresentam um novo interior, agora contendo
principalmente carbono e oxigênio, e uma camada externa de hidrogênio e hélio. Sob essas
condições surgem novas reações nucleares que ocorrem rapidamente, envolvendo fusões entre
o carbono e o oxigênio e formando elementos como o silício, o neônio e o magnésio.
Grande parte do núcleo da estrela agora é constituído de silício. Porém, com grande variedade
de reações nucleares que podem acontecer, torna-se possível o avanço evolutivo das estrelas.
Esse processo continua sequencialmente e forma elementos químicos com número de massa 32,
36, 40, 44, 48, 52 e 56, que são extraordinariamente abundantes no Universo. Devido à grande
variedade de matéria no interior das estrelas, outros núcleos também são produzidos, só que em
quantidades menores. A sequência de reações nucleares para perto do número de massa 56, o
ferro, que representa o núcleo natural mais estável.
VI.7. Produção de Elementos Pesados
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O acúmulo de elementos com massas próximas à do ferro no interior de estrelas com massas
dez vezes maiores que a do Sol cria situações catastróficas. A força gravitacional em seu interior
provoca o aumento da densidade e da temperatura, gerando grande instabilidade em um curto
espaço de tempo. Esse rápido aquecimento seguido de uma maciça onda de colisões leva a
estrela à explosão num processo conhecido como supernova.
A grande quantidade de nêutrons formados no interior das estrelas não possui carga elétrica e
pode interagir com processos nucleares anteriores, sem a repulsão eletromagnética que inibe as
colisões de partículas eletricamente carregadas. Esse processo enriquece a diversidade de
núcleos pesados.
Os elementos mais pesados que o ferro até hoje encontrados podem ter sido formados de duas
maneiras: na superfície de gigantes vermelhas ou na explosão de uma supernova.
Muitos dos destroços dessas explosões lançados ao espaço foram coletados por campos de
pequena massa, como a Terra e os demais planetas, que estão em órbita de outras estrelas.
Seguindo a proposição do mecanismo da morte de uma estrela, podemos, até hoje, identificar 90
tipos de elementos químicos naturais em nosso planeta. Por esse motivo, é comum se ouvir falar
que as estrela são fábricas de átomos.